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Inflationäres Universum

Inflationäres Universum

Inflationäres Universum bezeichnet eine Phase extrem rascher Expansion des Universums, von der man annimmt, dass sie unmittelbar nach dem Urknall stattgefunden hat. Je nach zugrunde liegenden Annahmen begann sie zwischen 10^-43 s, d.h. der Planck-Zeit, und damit dem Beginn des Urknalls selbst, und 10^-35 s und dauerte bis zu einem Zeitpunkt zwischen 10^-33 s und 10^-30 s nach dem Urknall. In dieser Zeit soll sich das Universum exponentiell um einen ungeheuren Faktor zwischen 10³⁰ und 10⁵⁰ ausgedehnt haben. Dennoch hätte der Bereich des heute sichtbaren Universums danach nur einen Durchmesser der Größenordnung 1 m gehabt. Anschließend setzte das Universum seine Expansion im Rahmen des Standard-Urknall-Modells fort wie von der Allgemeinen Relativitätstheorie beschrieben. Die Hypothese von dieser inflationären Expansion wurde 1981 von Alan H. Guth vorgeschlagen. Danach ist die Ursache dieser Expansion die Zustandsänderung des Inflatonfeldes, einem skalaren Feld mit einem extrem flachen Potential. Dieses skalare Feld hat eine Zustandsgleichung mit negativem Druck, was nach der Allgemeinen Relativitätstheorie zu einer abstoßenden Kraft und damit zu einer Ausdehung des Universums führt. Die Zustandsänderung des Feldes während der inflationären Phase ist mit einem Phasenübergang 1. Ordnung vergleichbar. Die Annahme einer derartigen inflationären Expansion ist einerseits extrem, andererseits löst sie elegant mehrere größere kosmologische Probleme:
- Das heute sichtbare Universum enthält überall im wesentlichen ähnliche Strukturen. Andererseits besteht es aus Gebieten, die bei einer Standard-Expansion erst sehr spät kausal miteinander in Wechselwirkung treten konnten, da sie sich unmittelbar nach dem Urknall zunächst mit Überlichtgeschwindigkeit voneinander entfernt haben. Die beobachtete Homogenität des Universums sowie die der kosmischen Hintergrundstrahlung wird daher als Horizontproblem bezeichnet und ist im Rahmen einer Standard-Expansion nicht erklärbar. Bei Existenz einer inflationären Expansion dagegen hätten alle Bereiche des heute sichtbaren Universums vor dieser Inflation bereits vorübergehend in Wechselwirkung gestanden.
- Der Bereich des heute sichtbaren Universums weist keine messbare Raumkrümmung auf. Im Rahmen einer Standard-Expansion wäre dazu unmittelbar nach dem Urknall eine extrem exakte Abstimmung von Materiedichte und kinetischer Energie erforderlich gewesen, für die es keine Erklärung gibt. Für den Fall einer inflationären Expansion dagegen wäre die beobachtete Flachheit des Raumes lediglich eine Folge seiner ungeheuren Ausdehnung, da das heute sichtbare Universum nur einen winzigen Ausschnitt repräsentieren würde.
- Die Inflations-Hypothese erklärt darüber hinaus die Dichtefluktuationen, aus denen die Galaxien und Galaxienhaufen hervorgegangen sind, als Folge von Quantenfluktuationen des Inflatonfeldes. Die extreme Expansion vergrößerte diese Fluktuationen auf entsprechend makroskopische Größe, was eine Standard-Expansion nicht in ausreichendem Maße hätte leisten können.
- Nach gewissen Theorien sollten beim Urknall auch magnetische Monopole entstanden sein, die sich jedoch bis heute einem experimentellen Nachweis entzogen haben. Während einer inflationären Expansion hätte die Teilchenzahldichte dieser Monopole jedoch dermaßen abgenommen, dass die Wahrscheinlichkeit, im Bereich des heute sichtbare Universum einzelne zu finden, äußerst gering wäre - in Übereinstimmung mit der experimentellen Datenlage. Die Hypothese von einer inflationären Expansion ist Forschungsgebiet, auf dem noch zahlreiche Varianten diskutiert werden. Insbesondere ist die Natur der Teilchen bzw. Felder, die den erforderlichen Vakuumzustand verursacht haben könnten, noch völlig ungeklärt.

Zitat

- Laut Inflationstheorie sind die mehr als hundert Milliarden Galaxien, die im All wie himmlische Diamanten schimmern, nichts als Quantenmechanik, die in großen Buchstaben an den Himmel geschrieben wurde. Für mich ist diese Erkenntnis eines der größten Wunder des modernen wissenschaftlichen Zeitalters. – Brian Greene (Der Stoff, aus dem der Kosmos ist, ISBN 388680738X, S. 349)

Siehe auch

- Ekpyrotisches Universum

Literatur

- Alan H. Guth: Die Geburt des Kosmos aus dem Nichts - Die Theorie des inflationären Universums, Knaur Verlag, München 1999
- Alan H. Guth, Paul J. Steinhardt: Das inflationäre Universum, Spektrum der Wissenschaft, 7/1984
- Jonathan J. Halliwell: Quantenkosmologie und die Entstehung des Universums, Spektrum der Wissenschaft, 2/1992, S. 50 Kategorie:Kosmologie ja:宇宙のインフレーション

Expansion des Universums

Die Expansion des Universums beschreibt eine Veränderung (und zwar eine Ausdehnung) des Universums. Grundlegende Überlegungen über die Struktur des Universums auf großen Skalen wurden bereits im 18. und 19. Jahrhundert angestellt. Wäre das Universum statisch und unendlich in seiner Ausdehnung, müsste jede Sichtlinie im Universum immer an einem Stern enden und das Universum folglich hell erleuchtet sein. Da solches nicht beobachtet werden kann, muss das Universum nicht-statisch und (potentiell) endlich sein - das ist das olberssche Paradoxon. Willem de Sitter beschrieb 1917 erstmalig ein sich ausdehnendes Universum. Der erste direkte Beweis für eine allmähliche Ausdehnung des Universums gelang dem amerikanischen Astronomen Edwin Hubble 1923 durch den Nachweis des Dopplereffekts beim Licht weit entfernter Galaxien. 1929 konnte Hubble nachweisen, dass sich das Weltall ausdehnt. Er stellte fest, dass Galaxien sich umso schneller entfernen, je weiter sie bereits voneinander entfernt sind. Dies konnte er mit Hilfe der Spektralverschiebung des Lichts feststellen: Sehr weit entfernte Galaxien weisen eine Rotverschiebung in Ihrem Spektrum auf (vergleiche dazu:Hubble-Konstante). Diese Erkenntnis führte zu der Annahme des Urknalls, da die Wege der Galaxien zu einem Ursprung zurückverfolgt werden können. Hatte Einstein noch in seinen Theorien ein statisches Universum postuliert, musste er angesichts dieser damals neuen Erkenntnisse diese Auffassung revidieren. Lange Zeit war unklar, ob die Expansion
- unendlich fortdauern wird (offenes Universum)
- die Expansion immer langsamer, aber dennoch einen asymptotischen Grenzzustand erreichen wird (ebenes Universum)
- irgendwann zum Stillstand kommt und wieder in eine Kontraktion übergeht (geschlossenes Universum) Neuere Erkenntnisse zeigen jedoch ein erstaunliches Verhalten: Nicht nur, dass das Universum ständig expandiert, die Expansion beschleunigt sich sogar, der vermutete Endzustand wird als Big Rip bezeichnet. Die genaue Ursache hierfür ist noch unbekannt, es wird jedoch die sogenannte Dunkle Energie als Ursache vermutet. Danach stellt das Vakuum den höchsten Energiezustand dar. Weitere Überlegungen bezüglich der Expansion des Universums werden in Verbindung mit dem Urknall angestellt. Gegenwärtige Forschungsergebnisse legen nahe, dass das Universum in den schätzungsweise 12 bis 15 Milliarden Jahren seiner Existenz niemals seine jetzige Größe hätte erreichen können, wenn es nicht zu einem sehr frühen Zeitpunkt seiner Entwicklung mit Überlichtgeschwindigkeit expandiert wäre. Diese Expansionstheorien werden Inflationstheorien genannt. Die Kosmologie versucht, diese Frage zu klären. Ungewiss ist noch, ob sich das Universum immer weiter ausdehnt, zu einem Stillstand kommt, oder aber irgend wann wieder in sich zusammen fällt. Ausschlaggebend ist hierfür die Masse des aktuellen Universums. Dies führte auch zu der Theorie der dunklen Materie (Fritz Zwicky) und schließlich zu der Entdeckung schwarzer Löcher. Kategorie:Kosmologie

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

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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

Alan H. Guth

Alan H. Guth (
- 27. Februar 1947 in New Brunswick, New Jersey, USA) ist ein theoretischer Physiker und Kosmologe. Er wurde auch außerhalb der Fachwelt bekannt durch sein 1980 veröffentlichtes Modell vom inflationären Universum.

Werdegang

Alan Guth stammt aus einem einfachen Elternhaus, aus dem er nicht viel Anregungen für seine spätere Laufbahn gewinnen konnte. Sein Vater führte verschiedene Geschäfte in New Brunswick. Alan Guth übersprang die letzte College-Klasse und begann 1964 Physik am Massachusetts Institute of Technology (MIT) zu studieren, wo er 1969 den Masterabschluss machte und 1972 bei Francis Low promovierte. Er dozierte und forschte an den Universitäten Princeton, Columbia, Cornell und Stanford hauptsächlich auf dem Gebiet der Teilchenphysik. 1980 kam er zurück zum MIT, wo er bis heute als Professor den Lehrstuhl von Victor Weisskopf innehat. In Cornell und Stanford entwickelte er unter dem Einfluss von Robert Dicke und Steven Weinberg gemeinsam mit seinem Studienkollegen Henry Tye kosmologische Modelle unter Hinzuziehung von Erkenntnissen aus der Teilchenphysik. Sein wichtigstes Ergebnis dieser Arbeit war die Erkenntnis, dass das Universum in der frühen Phase kurz nach dem Urknall ein exponentielles Wachstum angetrieben durch eine negative Vakuumenergiedichte haben musste. Alan Guth wurde in die National Academy of Sciences und die American Academy of Arts and Sciences gewählt. 2002 erhielt er den Dirac-Preis des Internationalen Instituts für Theoretische Physik (ICTP) in Triest. Von Alan Guth wird berichtet, dass er ein sehr freundlicher, umgänglicher Mensch ist, der immer zu einem Gespräch bereit ist, und dass er auf dem Campus mit dem Fahrrad fährt.

Publikationen

- Guth, Alan, "The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins". 1998. ISBN 0201328402 (Deutsche Ausgabe: Die Geburt des Kosmos aus dem Nichts: Die Theorie des inflationären Universums.)

Weblinks

-
- [http://web.mit.edu/physics/facultyandstaff/faculty/alan_guth.html Alan H. Guth], MIT Victor F. Weisskopf Professor of Physics webpage
- Alan Guth - "[http://pauli.physics.lsa.umich.edu/w/arch/som/sto2001/Guth/real/n001.htm Eternal inflation]: Successes and questions"
- Guth, Alan Guth, Alan Guth, Alan Guth, Alan Guth, Alan

Zustandsgleichung

Als Zustandsgleichung wird der funktionale Zusammenhang zwischen thermodynamischen Zustandsgrößen bezeichnet, mit deren Hilfe sich der Zustand eines thermodynamischen Systems beschreiben lässt. Dabei wählt man eine der Zustandsgrößen als Zustandsfunktion und die anderen, von ihr abhängigen Zustandsgrößen, als Zustandsvariablen. Zustandsgleichung werden benötigt, um die Eigenschaften von Fluiden, Fluidgemischen und Feststoffen oder sogar des Inneren eines Sterns zu beschreiben. Die bekanntesten Zustandsgleichungen dienen der Zustandsbeschreibung von Gasen und Flüssigkeiten. Der wichtigste und zugleich auch einfachste Vertreter, der in der Regel herangezogen wird, um das Wesen einer Zustandsgleichung zu erklären, ist die allgemeine Gasgleichung. Diese beschreibt zwar nur ein ideales Gas exakt, kann jedoch bei niedrigen Drücken und hohen Temperaturen auch als Näherung für reale Gase herangezogen werden. Bei hohen Drücken, niedrigen Temperaturen und insbesondere Phasenübergängen versagt sie jedoch, so dass andere Zustandsgleichungen notwendig werden. Zustandsgleichungen realer Systeme sind dabei immer Näherungslösungen und können die Eigenschaften eines Stoffes nicht exakt für alle Bedingungen beschreiben. Zustandsgleichungen sind keine Folgerungen aus den allgemeinen Haupsätzen der Thermodynamik. Sie müssen empirisch oder mittels statistischer Methoden gefunden werden, weshalb sie auch nicht direkt aus physikalischen Gesetzmäßigkeiten hervorgehen. Sind alle Zustandsgleichungen eines thermodynamischen Systems bekannt bzw. umfasst eine Zustandsgleichung alle Zustandsgrößen des Systems, so können mit Hilfe der Hauptsätze der Thermodynamik alle thermodynamischen Eigenschaften desselben ermittelt werden. In der Thermodynamik wird zwischen kalorischen und thermischen Zustandsgleichungen unterschieden. Aufgrund des zweiten Hauptsatzes der Thermodynamik sind diese jedoch voneinander abhängig.

Die kalorische Zustandsgleichung

Die kalorische Zustandsgleichung, auch als Energiegleichung bezeichnet, beschreibt die Verknüpfung der inneren Energie U bzw. der Enthalpie H mit jeweils drei thermodynamischen Zustandsgrößen, dem Druck p, dem Volumen V, der Temperatur T und der Stoffmenge n. Für

U = U(T,V,n_1, ..., n_k)

und

H = H(T,p,n_1, ..., n_k)

ergeben sich die totalen Differentiale: :

\mathrm d U = \left(  \right)_ \mathrm d T + \left(  \right)_ \mathrm d V + \sum_^k \left(  \right)_ \mathrm d n_i

\mathrm d H = \left(  \right)_ \mathrm d T + \left(  \right)_ \mathrm d p + \sum_^k \left(  \right)_ \mathrm d n_i

Mit der Annahme

d n_i = 0

(konstante Stoffmenge) und den Beziehungen :

\left(  \right)_ = T \left(  \right)_ - p

\left(  \right)_ = C_V

folgt :

\mathrm d U = \left[ T \left(  \right)_ - p \right] \mathrm d V + C_V \mathrm d T

wobei C_V die Wärmekapazität ist.

Die thermische Zustandsgleichung

Die thermische Zustandsgleichung setzt die Zustandsgrößen Druck p, Volumen V, Temperatur T und Stoffmenge n zuneinander in Beziehung. Für

V = V(T,p,n)

ergibt sich das totale Differential: :

\mathrm d V = \left(  \right)_ \mathrm d T + \left(  \right)_ \mathrm d p + \left(  \right)_ \mathrm d n

Dieses lässt sich vereinfachen durch die Kompressibilität κ, den Volumenausdehnungskoeffizienten γ und das molare Volumen V_m: :

\kappa = - \frac \left( \frac \right)_

\gamma = \frac \left(  \right)_

V_m = \left(  \right)_

woraus resultiert: :

\mathrm d V = \left( V \cdot \gamma \right) \mathrm d T - \left( V  \cdot \kappa \right) \mathrm d p + V_m \mathrm d n

Beispiele für thermische Zustandsgleichungen sind die allgemeine Gasgleichung und die Van-der-Waals-Gleichung.

Beispiele für Zustandsgleichungen

Siehe auch

Fundamentalgleichung, Freiheitsgrad, Phasendiagramm, Gibbssche Phasenregel, Maxwell-Beziehung, Andrews-Diagramm Kategorie:Thermodynamik ja:状態方程式

Phasenübergang

Ein Phasenübergang ist ein in der Thermodynamik und Statistischer Mechanik benutzter Begriff, um abrupte Veränderungen der Eigenschaften eines Materials oder Systems bei nur geringen Veränderungen der Außenbedingungen zu beschreiben. Man spricht von den unterschiedlichen Phasen oder Aggregatzuständen eines Materials, die am Phasenübergang ineinander übergehen. Zur Darstellung der Phasenübergange eines Stoffes verwendet man Phasendiagramme, wobei die thermodynamischen Bedingungen während eines Phasenüberganges als Phasengrenzlinien bezeichnet werden. Die bekanntesten Phasenübergänge treten beim Schmelzen und Verdampfen von Materialien auf. Beispielsweise ist reines Wasser bei Normaldruck und einer Temperatur von Null Grad Celsius, also an seinem Schmelzpunkt, entweder eine Flüssigkeit oder ein Feststoff. Am Siedepunkt bei 100 °C liegt es hingegen in flüssiger oder gasförmiger Form vor. Weitere charakteristische Phasenübergangspunkte sind der Tripelpunkt und der kritische Punkt Die Materialeigenschaften sind sehr verschieden, obwohl die Außenbedingungen identisch sind. Weitere Phasenübergänge sind Kondensieren und Erstarren (Gefrieren), Sublimation und Resublimation. Auch bei einem Wechsel der Modifikation handelt es sich um einen Phasenübergang. Andere Beispiele sind magnetisierbare Materialien, die in einer neutralen und in einer magnetisierten Phase vorliegen können, wobei hier die Temperatur und das äußere Magnetfeld das innere Verhalten des Materials bestimmen. Auch in der Hochenergiephysik treten Phasenübergänge auf. Bei hohen Temperaturen und Drücken entsteht aus Nukleonen ein Quark-Gluon-Plasma. Man unterscheidet Phasenübergänge erster Ordnung, zweiter Ordnung und höherer Ordnung, je nachdem ob die erste, zweite oder höhere partielle Ableitung eines thermodynamischen Potenzials unstetig ist. Kenneth G. Wilson erhielt 1982 den Nobelpreis für seine bahnbrechende Arbeit über kritische Phänomene am Phasenübergang. Er gilt als der Entdecker der Renormierungstheorie, die heute in vielen Bereichen der Physik Anwendung findet. Siehe auch: van-der-Waals-Gleichung, Chaostheorie, Komplexe Systeme, Siedeverzug, Unterkühlung, Übersättigung Kategorie:Thermodynamik ja:相転移

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

Überlichtgeschwindigkeit

Als Überlichtgeschwindigkeit wird jede Geschwindigkeit bezeichnet, die größer als die Vakuum-Lichtgeschwindigkeit ist.

Allgemeines

Ob sich Materie oder Information auch überlichtschnell (superluminar) bewegen bzw. ausbreiten kann, ist eine von der überwiegenden Mehrheit der Physiker verneinte, aber noch nicht abschließend geklärte Frage. Dabei kommt es prinzipiell nicht darauf an, ob sich ein Objekt überlichtschnell bewegt, sondern darauf, ob eine kausale Beziehung zwischen zwei Raumzeit-Punkten bestehen kann, die so weit räumlich bzw. so kurz zeitlich getrennt sind, dass eine Verbindung zwischen ihnen nur durch Überlichtgeschwindigkeit zu erreichen wäre. Das umfasst z.B. auch die Situation eines Objektes, das an einem Ort unvermittelt verschwindet, um nach weniger als einem Jahr ein Lichtjahr entfernt wieder zu erscheinen. Information In der klassischen Newtonschen Mechanik können Objekte beliebig beschleunigt werden. Da die Theorie dabei keine Grenzen setzt, könnte auch die Lichtgeschwindigkeit übertroffen werden. Allerdings gilt die Newtonsche Mechanik nur für hinreichend kleine Geschwindigkeiten (

v << c

). Bei höheren Geschwindigkeiten treten dagegen relativistische Effekte auf, die ein Überschreiten der Lichtgeschwindigkeit verhindern. In Science-Fiction-Büchern und -Filmen werden Reisen mit Überlichtgeschwindigkeit oft als Realität dargestellt, weil sonst interstellare Reisen aus dramaturgischer Sicht viel zu lange dauern würden. Das selbe gilt für die Kommunikation zwischen zwei Stationen oder Raumschiffen. Datenübertragung findet in diesen Geschichten fast immer ohne Zeitverzögerung statt, auch wenn die Raumschiffe Lichtjahre voneinander entfernt sind und jede Information eben mindestens so viele Jahre vom Sender zum Empfänger bräuchte. Die Fernsehbilder der Mondlandungen benötigten hingegen schon 1,3 Sekunden nur für ihren Weg zur Erde, eine Kommunikation zwischen der Erde und beispielsweise dem Mars dauert je nach Lage der beiden Planeten zueinander zwischen 3 und mehr als 20 Minuten. Die Unterscheidung zwischen Überlichtgeschwindigkeit und Unterlichtgeschwindigkeit ist im Rahmen der Relativitätstheorie absolut: Ein Vorgang, der in einem Bezugssystem mit Überlichtgeschwindigkeit stattfindet, findet in jedem Bezugssystem mit Überlichtgeschwindigkeit statt, und dasselbe gilt auch für Unterlichtgeschwindigkeit. So kann man z.B. nicht einfach Überlichtgeschwindigkeit gegen die Erde erreichen, indem man erst eine Rakete mit 3/4 der Lichtgeschwindigkeit von der Erde abschießt, und von dieser Rakete eine relativ zu ihr wiederum mit 3/4 der Lichtgeschwindigkeit fliegende Rakete startet. Die relativistische Geschwindigkeitsaddition stellt sicher, dass die zweite Rakete relativ zur Erde nicht etwa, wie eine einfache arithmetische Addition der Geschwindigkeiten nahelegt, 1,5-fache Lichtgeschwindigkeit hat, sondern gerade mal 96% derselben, also eindeutig Unterlichtgeschwindigkeit. Wie schon erwähnt, kann man diese zwei Geschwindigkeiten nicht einfach addieren. Hier die Formel zur Berechnung der relativen Geschwindigkeit:

v_=\frac

. So kommt man auf das Ergebnis von 96% c bei den zwei Raketen mit 3/4 c. Eine Folge ist, dass man einen Körper nicht bis auf Lichtgeschwindigkeit oder gar darüber hinaus beschleunigen kann. In der Tat besagt die Relativitätstheorie, dass eine Beschleunigung eines Körpers mit positiver Ruhemasse auf Lichtgeschwindigkeit unendlich viel Energie benötigen würde. Superluminare Geschwindigkeiten sind aber durch die Gleichungen der Relativitätstheorie nicht kategorisch ausgeschlossen, lediglich das Über- oder Unterschreiten der Lichtgeschwindigkeit ist für Objekte mit einer von Null verschiedenen Ruhemasse nicht möglich. Theoretisch könnte ein superluminares Teilchen existieren, das Tachyon, welches sich ausschließlich superluminar bewegt und eine imaginäre Ruhemasse hat. Es kann jedoch nicht mit Objekten unterhalb der Lichtgeschwindigkeit wechselwirken, daher können wir es weder direkt beobachten noch nachweisen, und es kann auch keine sonstigen Auswirkungen haben. Die Idee der Tachyonen mit formal imaginärer Masse wurde erstmals 1960 von Ja. P. Terleckij ausgesprochen. Betrachtet man Tachyonen jedoch quantenmechanisch, so stellt man fest, dass sich selbst für diese eine lokale Störung nicht überlichtschnell ausbreiten kann. Es gibt drei Beobachtungen, die auf den ersten Blick superluminare Bewegungen zu bestätigen scheinen: # Seit einigen Jahren werden im Universum Jets beobachtet, die sich superluminar von ihrem Ursprungsort zu entfernen scheinen. Allerdings ist dies nur ein optischer Effekt, in Wahrheit bewegen sich diese Jets mit Unterlichtgeschwindigkeit. # In der Universität zu Köln, und mittlerweile mehrfach durch andere überprüft, wurde nachgewiesen, dass es beim quantenmechanischen Tunneln von Photonen zu Effekten kommen kann, die von einigen Forschern als superluminare Geschwindigkeiten interpretiert werden. Die Interpretationen dieser Beobachtungen werden jedoch derzeit noch kontrovers diskutiert. Der Versuchsaufbau dazu kann im technischen Landesmuseum von Mannheim (Baden-Württemberg) bis April 2006 in der Ausstellung „[http://www.einstein-begreifen.de/ Einstein Begreifen]“ angeschaut werden. # Bei einer Messung an quantenmechanisch verschränkten Teilchen scheint Information zwischen den Teilchen instantan (also ohne Zeitdifferenz) übertragen zu werden (EPR-Effekt). Es ist aber nicht möglich, diesen Effekt zur Kommunikation mit Überlichtgeschwindigkeit zu verwenden.

Scheinbar überlichtschnelle Objekte in der Astronomie

Im Weltall hat man einige scheinbar superluminare Jets entdeckt, z.B. in Quasaren. Die Bewegung eines solchen Jets in unsere Richtung erklärt dies als Projektionseffekt. Der Jet in der Galaxie M87 bewegt sich z.B. mit scheinbar sechsfacher Lichtgeschwindigkeit gegen den Hintergrund (also quer zur uns). Galaxie Beispiel (links): Ein leuchtender Knoten im Jet bewege sich mit annähernder Lichtgeschwindigkeit. Im linken Beispiel bewegt er sich im 45-Grad-Winkel auf uns zu, also nach unten in Richtung Beobachter (rot). D.h. er hat nach einem Jahr 0,7 Lichtjahre vor dem Himmelshintergrund und 0,7 Lichtjahre in unsere Richtung zurückgelegt. Das Licht, das der Knoten am Anfang des Jahres aussendet, ist uns um ein Lichtjahr nähergekommen (blaue Linie). Das Licht, das der Knoten am Ende aussendet, startet um 0,7 Lichtjahre näher an der Erde als das zu Beginn des Jahres. Wir messen das Licht aus Punkt zwei also nur 0,3 Jahre nach dem Licht aus Punkt eins (Unterschied beider violetter Linien auf der Hochachse). Gegen den Himmelshintergrund hat der Knoten aber 0,7 Lichtjahre zurückgelegt. Er bewegt sich also scheinbar mit mehr als zweifacher Lichtgeschwindigkeit. Beispiel (rechts): Hier bewegt der Knoten sich im 60-Grad-Winkel auf uns zu. Die Argumentation bleibt dieselbe, aber die Zahlen ändern sich: Der Jet hat nun zwischen zwei im Zeitraum von 0,15 Jahren gemessenen Positionen 0,5 Lichtjahre vor dem Himmelshintergrund zurückgelegt, also scheinbar mehr als dreifache Lichtgeschwindigkeit. Je genauer der Jet sich auf uns zubewegt, um so höher sind die scheinbaren Quergeschwindigkeiten. Es ist nicht notwendig, in dieser Argumentation relativistische Effekte zu bemühen. In radialer Richtung, also auf uns zu oder von uns weg, werden keine Überlichtgeschwindigkeiten beobachtet, da Radialgeschwindigkeiten mit dem Dopplereffekt bestimmt werden, der natürlich nicht solchen Projektionseffekten unterliegt. Würde die Geschwindigkeit jedoch aus der Änderung der Entfernung bestimmt (z.B. durch Parallaxe), so könnte man auch in Radialrichtung solche scheinbaren Überlichtgeschwindigkeiten beobachten.

Überlichtschnelle Effekte in der Quantentheorie

Superluminares Tunneln

In der Universität zu Köln wurde der Effekt des superluminaren Tunnelns von Mikrowellenphotonen (allgemeiner auch „Tunneleffekt“ genannt) als erstes nachgewiesen. Medienwirksam wurde dort mit frequenzmodulierten Mikrowellen ein Teil einer Mozart-Sinfonie übertragen. Das Experiment wurde durch andere Gruppen (u.a. Steinberg und Chiao von der Universität Berkeley) nachgeprüft und bestätigt. Experimente mit Photonen anderer Wellenlänge, insbesondere mit sichtbarem Licht, haben stattgefunden und die Beobachtungen wurden auch hier bestätigt. In allen Experimenten wird festgestellt, dass sich eine superluminare Geschwindigkeit dann einstellt, wenn sich zwischen der Quelle und dem Detektor eine Barriere befindet, welche die Photonen erst überwinden (durchtunneln) müssen. Diese Experimente stehen in völliger Übereinstimmung mit der Relativitätstheorie, da keine Informationsausbreitung mit Überlichtgeschwindigkeit stattfindet. So kann man z.B. zeigen, dass ein Wellenzug beim Tunneln stärker im hinteren Teil gedämpft wird als im vorderen, so dass sich sein Intensitätsmaximum nach vorne verlagert. Definiert man die Lage des Maximums als Position des Wellenzuges, so kann man eine Überlichtgeschwindigkeit errechnen, ohne dass irgendein Teil des Wellenzuges mit Überlichtgeschwindigkeit vorangeschritten wäre.

EPR-Effekt

Ein anderes Phänomen, bei dem Überlichtgeschwindigkeit in der Quantenmechanik eine Rolle spielen könnte, ist der EPR-Effekt: Hat man zwei verschränkte Teilchen an verschiedenen Orten, so sagt die Quantenmechanik voraus, dass einerseits vor der Messung der Zustand jedes einzelnen der Teilchen unbestimmt ist (der Wert der Messgröße also nicht feststeht), andererseits nach Messung des einen Teilchens auch sofort der Zustand des anderen Teilchens festgelegt ist. Diese von Einstein als "spukhafte Fernwirkung" zurückgewiesene Eigenschaft der Quantenmechanik ist experimentell bestätigt. Allerdings lässt sich der EPR-Effekt nicht nutzen, um damit überlichtschnell zu kommunizieren, da die einzelnen Messergebnisse für sich genommen jeweils zufällig sind. Erst beim Vergleich der Messergebnisse an beiden Teilchen kann die Korrelation festgestellt werden. Dazu ist aber erst eine "klassische", unterlichtschnelle Informationsübertragung notwendig. Beispielsweise beruht die Quantenteleportation auf dieser Kombination aus EPR-Effekt und anschließender klassisch übertragener Information. Ob beim EPR-Effekt überhaupt Information übertragen wird, ist umstritten und hängt sehr von der Interpretation der Quantenmechanik und des Informationsbegriffs ab. Eine Interpretation besagt, dass die Teilchen zusätzliche Information in verborgenen Variablen, d.h. nicht messbaren Eigenschaften, die die Korrelation steuern, mitführen. Man kann jedoch zeigen, dass die Messergebnisse dann gewissen statistischen Regeln, den Bellschen Ungleichungen, gehorchen müssten. Eine Verletzung dieser Ungleichungen wurde experimentell (wenn auch noch nicht zweifelsfrei) bestätigt. Andere Erklärungsversuche ziehen auch zeitumgekehrte Kausalbeziehungen für quantenmechanische Systeme in Betracht.

Zeitreisen

Nach der heute weit verbreiteten Einsteinschen Interpretation der speziellen Relativitätstheorie würde Überlichtgeschwindigkeit Zeitreisen oder zumindest das Versenden von Nachrichten in die Vergangenheit ermöglichen. Der Zusammenhang zwischen Überlichtgeschwindigkeit und Zeitreise lässt sich aus den Eigenschaften der Lorentz-Transformation im Minkowski-Diagramm ableiten. Da die spezielle Relativitätstheorie in Experimenten ausgezeichnet bestätigt ist, muss zumindest der mathematische Formalismus von Einsteins Arbeit akzeptiert werden. Dennoch sind, wie Hendrik Antoon Lorentz zeigte, auch andere Interpretationen möglich. Die Lorentzianische Interpretation der speziellen Relativitätstheorie macht z. B. für alle messbaren Größen die gleichen Voraussagen wie Einstein. Lorentz setzt aber einen absoluten Raum voraus, in dem die Lichtgeschwindigkeit konstant c ist. Mit Einsteins Formeln kann man die Geschehnisse in einem beliebigen Inertialsystem S auf ein beliebiges anderes umrechnen. Nach Einstein sind alle Inertialsysteme gleichberechtigt, weil wir experimentell keinen Unterschied messen können. Lorentz dagegen stellt fest, dass ein Ruhesystem, also ein absoluter Raum existieren kann, auch wenn wir diesen nicht messen können. So wie Einstein von einem Inertialsystem auf ein anderes umrechnet, rechnet Lorentz vom Ruhesystem auf ein beliebiges anderes System um. Alle Zeit- und Längenmessungen, die von denen im Ruhesystem abweichen, werden als Raum- oder Zeitdilatation erklärt. Dies führt zwar zu komplizierteren Rechnungen, aber letztlich zur gleichen Physik. Dieser liegt aber eine andere Philosophie zugrunde, was z. B. bei der Erklärung des EPR-Experiments eine Rolle spielen könnte. In der Lorentzianischen Interpretation ist Überlichtgeschwindigkeit theoretisch erlaubt, wobei Zeitreisen nur in bewegten Systemen und nur bei gleichzeitiger räumlicher Verschiebung gegen die Bewegungsrichtung möglich sind.

Überlichtgeschwindigkeit in der Kosmologie

Überlichtgeschwindigkeit bei der Expansion des Raumes

Wie geschildert, ist die Lichtgeschwindigkeit in Einsteins spezieller Relativitätstheorie eine obere Grenze: Relativ zu einem Inertialsystem kann sich nichts schneller als mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. Diese Aussage kann nicht ohne weiteres auf das Universum als Ganzes übertragen werden, das mit der allgemeinen Relativitätstheorie beschrieben wird. Denn nach heutiger Auffassung kann die Lichtgeschwindigkeit lokal zwar nicht überschritten werden. Nach der allgemeinen Relativitätstheorie dehnt sich aber das Universum, also der Raum selbst, aus. Dies führt zu einer zusätzlichen Vergrößerung der Entfernungen. Anschaulich stellt man sich eine Ameise vor, die auf einer Ballonoberfläche von A nach B läuft, während der Ballon aufgeblasen wird. Obwohl die Ameise mit Höchstgeschwindigkeit in Richtung B läuft, kann es sein, dass sie sich zunächst von B entfernt, weil sie mit der sich ausdehnenden Ballonoberfläche mitgetragen wird. Der Punkt B entfernt sich in diesem Beispiel schneller von A weg, als die Ameise rennen kann. Sehr ähnlich können ferne Galaxien in gewissem Sinne mit Überlichtgeschwindigkeit von uns weggetragen werden, obwohl sie sich lokal nur weniger schnell als Licht bewegen können. Dass sich das Universum ausdehnt, ist durch Analyse der kosmologischen Rotverschiebung sehr gut belegt.

Der Warpantrieb von Miguel Alcubierre

Ebenfalls auf „Bewegung“ der Raumzeit ohne lokale Überschreitung der Lichtgeschwindigkeit beruht der hypothetische Warpantrieb von Miguel Alcubierre. Durch entsprechende Wahl der Raumzeit ist es rein rechnerisch möglich, in einem Bereich derselben Überlichtgeschwindigkeit zu erreichen, ohne lokal die Lichtgeschwindigkeit zu überschreiten. Allerdings bräuchte man zur Herstellung einer solchen Metrik Materie mit negativer Energiedichte, so genannte exotische Materie. Für die Existenz solcher Materie gibt es bisher keinen Hinweis. Es gibt jedoch theoretische Argumente, die gegen deren Existenz sprechen. Eine Vorstellungsmöglichkeit zu dem Warpantrieb ist es, ein Stück Stoff zu betrachten. Flach ausgebreitet nimmt der Stoff viel Raum ein und der Weg zwischen zwei Enden ist lang. Knittert man ihn jetzt aber, berühren sich Stoffstücke an ganz vielen Stellen und wenn ein Schiff in der Lage ist, das auszunutzen (also nicht nur auf der Oberfläche zu bleiben, sondern einfach über die Stellen zu reisen, wo er sich berührt), scheint der Weg bei weitem kürzer.

Wurmlöcher

Ein damit verwandter Effekt ist das Durchqueren so genannter Wurmlöcher, das oft in Science-Fiction-Romanen verwendet wird. Dabei bewegt sich ein Raumschiff lokal zwar nicht schneller als mit Lichtgeschwindigkeit. Es nimmt aber im gekrümmten Raum eine Abkürzung, so dass es am Ende doch schneller als das Licht am Ziel ankommt. Als weitere Vorstellung ist der Weg über ein gefaltetes Blatt Papier denkbar. Statt auf dem Papier zu bleiben, kann ein Reisender auch einfach ein Loch ins Papier bohren und damit die darangefaltete andere Seite erreichen. Mit dieser Technik wären auch Zeitmaschinen denkbar. Solche Wurmlöcher können zwar in der Relativitätstheorie theoretisch konstruiert werden. Es scheint aber, dass sie in der Praxis sehr instabil wären, so dass nicht einmal Informationen durch sie hindurch geleitet werden könnten. Auch hier könnte man theoretisch mit exotischer Materie Abhilfe schaffen.

Hyperraum

Einen vergleichbaren Effekt gäbe die ebenfalls in der Science-Fiction gerne verwendete Vorstellung einer Abkürzung durch einen Hyperraum, in den unsere Raumzeit eingebettet sein könnte. Die Idee ist dabei folgende: Um den Weg vom Nordpol zum Südpol abzukürzen, reise man quer durch die Erde anstatt entlang der Oberfläche. Der Weg durch die Erde (in die dritte Dimension) ist kürzer als der Weg auf der (zweidimensionalen) Erdoberfläche. Genauso könnte man sich vorstellen, dass unsere Raumzeit auch in einen höherdimensionalen Hyperraum eingebettet ist (wie die Erdoberfläche in den Raum), und man daher durch den Hyperraum abkürzen könnte. Auch hier würde man (im Hyperraum) nicht schneller als Lichtgeschwindigkeit fliegen müssen, um schneller als das Licht im Normalraum am Ziel anzukommen. Es gibt allerdings bisher keinerlei Hinweise auf eine Einbettung der Raumzeit in einen höherdimensionalen Raum, der das ermöglichen würde.

Videos

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040707.rm Gibt es Überlichtgeschwindigkeit?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)

Literatur

- I .Aleev, K. Y. Kim, H. M. Milchberg: Measurement of the Superluminal Group Velocity of an Ultrashort Bessel Beam Pulse. Physical Review Letters Vol.88, Nr.7, 18. Februar 2002
- Kirk T. McDonald: Radiation from a superluminal Source. Princeton University, Princeton. NJ 08544, 26. November 1986
- Ernst Udo Wallenborn: Was ist das Nimtz-Experiment? theorie.gsi.de 23. Juni 1999

Weblinks

- [http://www.heise.de/tp/deutsch/inhalt/lis/15882/1.html Telepolis: Experimentell bestätigt: Informationen sind nicht schneller als Licht]
- http://www.wissenschaft.de/wissen/hintergrund/173235.html (Beschreibung der Experimente von Günter Nimtz)
- [http://theory.gsi.de/~vanhees/faq/nimtz/nimtz.html Argumente gegen eine Interpretation des Tunneleffektes als überlichtschnelle Informationsausbreitung]
- [http://www.stillmoving.ca/physics/usenetFAQ.php?mode=1&faqID=63 UsenetPhysics-FAQ über Tachyonen] (Englisch)
- [http://www.astro.cf.ac.uk/groups/relativity/papers/abstracts/miguel94a.html Der Warpantrieb von Miguel Alcubierre] (Original-Artikel)
- http://www.physics.berkeley.edu/research/chiao/research.html (Papers der Chiao-Gruppe)
- http://www.aei-potsdam.mpg.de/~mpoessel/Physik/FTL/ueberlichttunneln.html (kommentiertes Literaturverzeichnis zur Überlichtgeschwindigkeit) Uberlichtgeschwindigkeit Uberlichtgeschwindigkeit ja:超光速航法

Homogenität

Homogenität (griech.: homos gleich; genos Art; homogenos: von gleicher Art) bezeichnet die Gleichheit einer Eigenschaft über die gesamte Ausdehnung eines Systems, bzw. die Gleichartigkeit von Objekten, Erscheinungen, Elementen eines Systems. System Bei der betrachteten Eigenschaft kann es sich um irgendeine Eigenschaft handeln (mathematisches Attribut, physikalische Eigenschaft, soziale Kenngröße, etc.). Daher besitzt der Begriff der Homogenität einen weit gefächerten Anwendungsbereich und kann konkret unterschiedliche Bedeutungen enthalten, die sich jedoch auf eine Gleichheit irgendeiner Eigenschaft innerhalb eines Systems zurückführen. In der Physik ist Materie auf atomarer Ebene grundsätzlich nicht homogen, da die Bausteine der Materie keine gleichmäßige Raumfüllung aufweisen. Schon im Atom ist die Masse- und Ladungsverteilung nicht homogen, da sie ungleich auf Atomkern und Atomhülle verteilt wird. Wenn diese Bausteine jedoch gleichmäßig (nicht notwendigerweise mit der Regelmäßigke