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2026-07-28T19:08:50Z

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{{BR}}
= Die Expansion des Universums - Physik =

{{BR}}
= Einleitung =

Das [[Universum]] ist nicht statisch. Beobachtungen zeigen, dass die Abstände zwischen weit voneinander entfernten [[Galaxie|Galaxien]] im Durchschnitt größer werden. Diese Entwicklung wird als '''Expansion des Universums''' bezeichnet.

Dabei fliegen die Galaxien nicht einfach von einem Mittelpunkt durch einen bereits vorhandenen Raum weg. Vielmehr verändert sich der Maßstab des Raumes selbst. Auf kleinen Skalen halten Kräfte gebundene Systeme zusammen: Atome, Menschen, Planeten, das Sonnensystem und einzelne Galaxien werden durch die kosmische Expansion nicht auseinandergezogen.

[[Datei:Expansion des Universums.png|700px|rahmenlos|center]]

Die Expansion gehört zu den wichtigsten Erkenntnissen der modernen [[Kosmologie]]. Sie wird unter anderem durch die [[Rotverschiebung]], das [[Hubble-Lemaître-Gesetz]], die [[Kosmische Hintergrundstrahlung]] und Beobachtungen weit entfernter [[Supernova|Supernovae]] untersucht.

{{#ev:youtube| https://www.youtube.com/watch?v=8avR8-2ndOA |500|center}}

{{BR}}
== Lernziele ==

Nach diesem aiMOOC kannst Du:

# [[Expansion des Universums|Expansion]]: erklären, was mit der Ausdehnung des Raumes gemeint ist.
# [[Rotverschiebung|Rotverschiebung]]: beschreiben, wie expandierender Raum Lichtwellen verändert.
# [[Hubble-Lemaître-Gesetz|Hubble-Lemaître-Gesetz]]: die Beziehung zwischen Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit anwenden.
# [[Kosmische Hintergrundstrahlung|Hintergrundstrahlung]]: ihre Bedeutung als Beobachtung des frühen Universums erläutern.
# [[Dunkle Energie|Dunkle Energie]]: ihre Rolle bei der beschleunigten Expansion einordnen.
# [[Kosmologie|Kosmologie]]: Modelle, Beobachtungen und Grenzen unseres Wissens unterscheiden.

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= Die Grundidee der Expansion =

In der Kosmologie werden sehr große Abstände häufig mit einem '''Skalenfaktor''' beschrieben. Er gibt an, wie sich typische kosmische Entfernungen mit der Zeit verändern. Der Skalenfaktor wird mit <math>a(t)</math> bezeichnet.

Vergrößert sich <math>a(t)</math>, dann wächst der Abstand zwischen weit voneinander entfernten, nicht gebundenen Galaxien. Die Galaxien selbst werden dabei nicht größer.

Eine vereinfachte Beziehung lautet:

<math>d(t)=a(t)\cdot r</math>

Dabei ist:

# <math>d(t)</math>: der physikalische Abstand zu einem bestimmten Zeitpunkt.
# <math>a(t)</math>: der zeitabhängige Skalenfaktor.
# <math>r</math>: eine mitbewegte Koordinate, die bei der Expansion gleich bleiben kann.

[[Datei:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|700px|rahmenlos|center]]

Das Bild zeigt modellhaft verschiedene Entwicklungsphasen des Universums. Solche Darstellungen sind keine Aufnahme des Universums von außen. Sie veranschaulichen, wie sich der kosmische Maßstab im Lauf der Zeit verändert hat.

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== Das Ballonmodell ==

Ein häufiges Modell ist ein Luftballon mit aufgemalten Punkten. Beim Aufblasen werden die Abstände zwischen allen Punkten größer. Kein Punkt auf der Oberfläche muss dabei der Mittelpunkt der Expansion sein.

Das Modell hilft, zwei Ideen zu verstehen:

# Von jedem Punkt aus scheinen sich die anderen Punkte zu entfernen.
# Weiter entfernte Punkte vergrößern ihren Abstand in derselben Zeit stärker.

Das Modell hat Grenzen. Die Oberfläche des Ballons ist zweidimensional und in einen dreidimensionalen Raum eingebettet. Unser Universum benötigt nach heutigem Verständnis keinen äußeren Raum, in den es sich hinein ausdehnt.

{{#ev:youtube| https://www.youtube.com/watch?v=Hl4AqfJUp6c |500|center}}

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== Was expandiert nicht? ==

Die Expansion wirkt vor allem auf sehr großen kosmischen Skalen. In gebundenen Systemen sind andere Kräfte stärker:

{| class="wikitable"
! System
! Vorherrschende Bindung
! Wirkung der kosmischen Expansion
|-
| Atom
| Elektromagnetische Kraft
| Praktisch keine messbare Ausdehnung
|-
| Mensch oder Gegenstand
| Elektromagnetische Bindung
| Keine kosmische Vergrößerung
|-
| Sonnensystem
| Gravitation
| Bleibt gebunden
|-
| Galaxie
| Gravitation
| Bleibt im Wesentlichen gebunden
|-
| Große Abstände zwischen Galaxienhaufen
| Keine ausreichend starke lokale Bindung
| Expansion wird bedeutsam
|}

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= Licht als Messinstrument =

Licht transportiert Informationen über weit entfernte Objekte. Wird das Spektrum einer Galaxie untersucht, erscheinen bekannte Spektrallinien häufig zu größeren Wellenlängen verschoben. Dies wird als '''Rotverschiebung''' bezeichnet.

[[Datei:Redshift.png|700px|rahmenlos|center]]

Die Rotverschiebung <math>z</math> wird definiert durch:

<math>z=\frac{\lambda_{\mathrm{beobachtet}}-\lambda_{\mathrm{ausgesendet}}}{\lambda_{\mathrm{ausgesendet}}}</math>

Dabei steht <math>\lambda</math> für die Wellenlänge.

Bei kosmologischer Rotverschiebung wird die Wellenlänge des Lichts zusammen mit dem expandierenden Raum gestreckt. Je stärker die Expansion seit der Aussendung des Lichts war, desto größer ist im Allgemeinen die beobachtete Rotverschiebung.

[[Datei:Cosmological Redshift Infographic.png|700px|rahmenlos|center]]

Zwischen Rotverschiebung und Skalenfaktor gilt in einem vereinfachten kosmologischen Modell:

<math>1+z=\frac{a_0}{a_{\mathrm{Emission}}}</math>

<math>a_0</math> ist der heutige Skalenfaktor. Häufig wird er auf <math>1</math> gesetzt.

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== Beispiel zur Rotverschiebung ==

Eine Spektrallinie wurde mit der Wellenlänge <math>500\,\mathrm{nm}</math> ausgesendet. Beobachtet wird sie bei <math>600\,\mathrm{nm}</math>.

<math>z=\frac{600\,\mathrm{nm}-500\,\mathrm{nm}}{500\,\mathrm{nm}}=0{,}2</math>

Das Licht wurde also um zwanzig Prozent seiner ursprünglichen Wellenlänge gestreckt.

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= Das Hubble-Lemaître-Gesetz =

Georges Lemaître verband theoretische Modelle eines dynamischen Universums mit astronomischen Beobachtungen. Edwin Hubble veröffentlichte später Messdaten zum Zusammenhang zwischen Galaxienentfernung und Rotverschiebung. Heute wird die Beziehung als '''Hubble-Lemaître-Gesetz''' bezeichnet.

[[Datei:Hubble's law original 1929.png|600px|rahmenlos|center]]

Für nicht zu große Entfernungen gilt näherungsweise:

<math>v=H_0\cdot d</math>

Dabei ist:

# <math>v</math>: die aus der kosmischen Expansion abgeleitete Fluchtgeschwindigkeit.
# <math>d</math>: die Entfernung der Galaxie.
# <math>H_0</math>: der heutige Wert des Hubble-Parameters.

Für schulische Überschlagsrechnungen wird häufig gerundet:

<math>H_0\approx 70\,\frac{\mathrm{km/s}}{\mathrm{Mpc}}</math>

Ein [[Parsec|Megaparsec]] entspricht ungefähr 3,26 Millionen Lichtjahren.

[[Datei:Hubble constant.JPG|650px|rahmenlos|center]]

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== Rechenbeispiel ==

Eine Galaxie ist <math>100\,\mathrm{Mpc}</math> entfernt. Mit dem gerundeten Wert ergibt sich:

<math>v=70\,\frac{\mathrm{km/s}}{\mathrm{Mpc}}\cdot 100\,\mathrm{Mpc}</math>

<math>v=7000\,\mathrm{km/s}</math>

Eine doppelt so weit entfernte Galaxie hätte in diesem einfachen Modell auch eine doppelt so große Fluchtgeschwindigkeit.

Der genaue Wert von <math>H_0</math> ist Gegenstand aktueller Forschung. Verschiedene Messmethoden ergeben leicht unterschiedliche Werte. Diese Abweichung wird als [[Hubble-Konstante#Hubble-Spannung|Hubble-Spannung]] bezeichnet.

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== Die kosmische Entfernungsleiter ==

Um das Hubble-Lemaître-Gesetz anzuwenden, müssen Entfernungen bestimmt werden. Dafür verwenden Forschende mehrere aufeinander aufbauende Methoden:

# [[Parallaxe|Parallaxe]]: nahe Sterne werden durch ihre scheinbare Positionsänderung vermessen.
# [[Cepheiden|Cepheiden]]: veränderliche Sterne dienen als Helligkeitsmaßstab.
# [[Supernova vom Typ Ia|Supernovae vom Typ Ia]]: sehr helle Ereignisse ermöglichen größere Messentfernungen.
# [[Rotverschiebung|Rotverschiebung]]: Spektren liefern Informationen über die kosmische Expansion.

[[Datei:Three Steps to the Hubble Constant (39530073405).png|700px|rahmenlos|center]]

{{BR}}
= Beobachtungen für ein expandierendes Universum =

{{BR}}
== Galaxien und Rotverschiebung ==

Bei vielen weit entfernten Galaxien sind die Spektrallinien rotverschoben. Im Mittel nimmt die Rotverschiebung mit der Entfernung zu. Dies entspricht der Erwartung eines expandierenden Raumes.

Das [[Hubble Ultra Deep Field]] zeigt Galaxien in sehr unterschiedlichen Entfernungen. Wegen der endlichen Lichtgeschwindigkeit sehen wir weit entfernte Galaxien so, wie sie in einer früheren Phase des Universums aussahen.

[[Datei:Hubble ultra deep field high rez.jpg|700px|rahmenlos|center]]

{{BR}}
== Kosmische Hintergrundstrahlung ==

Die [[Kosmische Hintergrundstrahlung]] ist elektromagnetische Strahlung aus einer frühen Phase des Universums. Damals wurde das Universum durchsichtig, sodass sich Licht weitgehend frei ausbreiten konnte.

Heute ist diese Strahlung durch die Expansion stark zu Mikrowellenlängen verschoben. Kleine Temperaturschwankungen zeigen geringe Dichteunterschiede im frühen Universum. Aus diesen Strukturen konnten sich später Galaxien und Galaxienhaufen entwickeln.

[[Datei:Cosmic Microwave Background (CMB).jpeg|700px|rahmenlos|center]]

Die Hintergrundstrahlung ist keine Strahlung von einem äußeren Rand. Sie erreicht uns aus allen Richtungen, weil das frühe heiße Universum überall vorhanden war.

{{BR}}
== Supernovae und beschleunigte Expansion ==

Supernovae vom Typ Ia können als standardisierbare Helligkeitsquellen genutzt werden. Aus ihrer scheinbaren Helligkeit und ihrer Rotverschiebung lässt sich die Expansionsgeschichte untersuchen.

Messungen weit entfernter Supernovae zeigten, dass die Expansion seit mehreren Milliarden Jahren nicht langsamer, sondern schneller wird. Diese Beobachtung wird als '''beschleunigte Expansion''' bezeichnet.

[[Datei:Hubble diagram of Supernova Legacy Survey (geminiann05015b).jpg|700px|rahmenlos|center]]

{{#ev:youtube| https://www.youtube.com/watch?v=kjWbusZQaC0 |500|center}}

{{BR}}
= Dunkle Energie =

Der Ausdruck [[Dunkle Energie]] bezeichnet eine noch nicht vollständig verstandene Komponente, mit der die beschleunigte Expansion im kosmologischen Standardmodell beschrieben wird.

Eine mögliche mathematische Beschreibung ist die [[Kosmologische Konstante]]. Sie kann als Energie des leeren Raumes gedeutet werden. Der Name „dunkel“ bedeutet, dass diese Energie nicht direkt als Licht beobachtet wird und ihre physikalische Natur ungeklärt ist.

Wichtig ist die Unterscheidung:

{| class="wikitable"
! Begriff
! Vereinfachte Bedeutung
|-
| Dunkle Materie
| Wirkt gravitativ und unterstützt die Bildung kosmischer Strukturen
|-
| Dunkle Energie
| Wird zur Beschreibung der beschleunigten Expansion verwendet
|-
| Normale Materie
| Besteht aus Teilchen, aus denen Sterne, Planeten und Lebewesen aufgebaut sind
|}

{{BR}}
= Vom Urknall bis heute =

Der [[Urknall]] war keine gewöhnliche Explosion an einem Ort. Der Begriff bezeichnet den frühen heißen und dichten Zustand des Universums sowie seine anschließende Entwicklung.

Eine stark vereinfachte Abfolge lautet:

# [[Inflation (Kosmologie)|Kosmische Inflation]]: eine angenommene sehr frühe Phase extrem schneller Expansion.
# [[Primordiale Nukleosynthese|Nukleosynthese]]: Bildung leichter Atomkerne.
# [[Rekombination (Kosmologie)|Rekombination]]: Atome entstehen, das Universum wird durchsichtig.
# [[Kosmische Hintergrundstrahlung|Hintergrundstrahlung]]: das frühe Licht breitet sich frei aus.
# [[Galaxie|Galaxienbildung]]: Materie sammelt sich durch Gravitation.
# [[Dunkle Energie|Beschleunigte Expansion]]: die Expansion nimmt in der späteren kosmischen Entwicklung zu.

[[Datei:CMB universe expansion.png|700px|rahmenlos|center]]

{{BR}}
= Mögliche Zukunft des Universums =

Die weitere Entwicklung hängt von den Eigenschaften der Materie, der Dunklen Energie und der Gravitation ab.

{| class="wikitable"
! Szenario
! Grundidee
|-
| [[Big Freeze]]
| Das Universum expandiert weiter, wird dünner und kälter.
|-
| [[Big Crunch]]
| Die Expansion kehrt sich um und das Universum zieht sich zusammen.
|-
| [[Big Rip]]
| Eine immer stärker werdende Expansion zerreißt langfristig gebundene Strukturen.
|}

Nach den gegenwärtig üblichen Modellen gilt ein langfristig weiter expandierendes und abkühlendes Universum als naheliegendes Szenario. Aussagen über extrem ferne Zeiten bleiben jedoch modellabhängig.

[[Datei:Friedmann universes.svg|700px|rahmenlos|center]]

{{BR}}
= Beobachtbares Universum und kosmischer Horizont =

Licht breitet sich mit endlicher Geschwindigkeit aus. Deshalb können wir nur Regionen beobachten, deren Licht seit dem frühen Universum Zeit hatte, uns zu erreichen. Dieser Bereich heißt '''beobachtbares Universum'''.

Durch die Expansion ist die heutige Entfernung sehr alter Lichtquellen größer als die Strecke, die das Licht in einem unveränderten Raum zurückgelegt hätte. Daher darf das Alter des Universums nicht einfach mit seinem heutigen Radius gleichgesetzt werden.

[[Datei:Observable universe pbudassi.png|700px|rahmenlos|center]]

{{#ev:youtube| https://www.youtube.com/watch?v=WaHs0mzd5N0 |500|center}}

{{BR}}
= Häufige Missverständnisse =

{| class="wikitable"
! Missverständnis
! Physikalische Einordnung
|-
| Der Urknall geschah an einem Mittelpunkt.
| In den üblichen kosmologischen Modellen war der frühe heiße Zustand überall.
|-
| Das Universum expandiert in einen leeren Außenraum.
| Ein äußerer Raum ist für die Beschreibung der Expansion nicht erforderlich.
|-
| Galaxien werden durch die Expansion größer.
| Gravitativ gebundene Galaxien dehnen sich nicht zusammen mit dem kosmischen Maßstab aus.
|-
| Rotverschiebung ist immer nur der Dopplereffekt.
| Bei sehr großen Entfernungen ist die Expansion des Raumes entscheidend.
|-
| Die Hubble-Konstante ist zu allen Zeiten gleich.
| Der Hubble-Parameter verändert sich im Verlauf der kosmischen Entwicklung.
|-
| Schneller als Licht ist immer verboten.
| Lokal kann kein Objekt das Licht überholen; kosmische Abstände können durch die Expansion dennoch sehr schnell wachsen.
|}

{{BR}}
= Schülerexperiment: Punkte auf einem Ballon =

'''Material''': Luftballon, Filzstift, Maßband oder Faden.

'''Durchführung''':

# Zeichne mehrere Punkte auf den nicht aufgeblasenen Ballon.
# Beschrifte einen Punkt als Beobachtungsort.
# Miss die Abstände zu den anderen Punkten.
# Blase den Ballon vorsichtig etwas auf.
# Miss erneut und vergleiche die Abstandsänderungen.
# Prüfe, ob weiter entfernte Punkte eine größere absolute Abstandsänderung zeigen.

'''Auswertung''': Das Modell zeigt, wie alle Abstände gleichzeitig zunehmen können. Es zeigt aber nicht den dreidimensionalen Raum des Universums und erklärt nicht die Ursache der Expansion.

{{BR}}
= Zusammenfassung =

Die Expansion des Universums bedeutet, dass der kosmische Maßstab mit der Zeit wächst. Licht weit entfernter Galaxien wird kosmologisch rotverschoben. Das Hubble-Lemaître-Gesetz verbindet näherungsweise Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit. Hintergrundstrahlung, Galaxienbeobachtungen und Supernovae liefern Informationen über die Expansionsgeschichte. Die Expansion verläuft gegenwärtig beschleunigt; ihre Ursache wird im Standardmodell mit Dunkler Energie beschrieben.

{{BR}}
= Interaktive Aufgaben =

{{BR}}
== Quiz: Teste Dein Wissen ==

{{MC}}

'''Was beschreibt die Expansion des Universums?'''
(Der mittlere Abstand zwischen weit entfernten Galaxien wächst)
(!Die Galaxien werden überall größer)
(!Die Erde entfernt sich von der Sonne)
(!Alle Atome dehnen sich aus)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Welche Beobachtung weist auf die Dehnung von Lichtwellen hin?'''
(Kosmologische Rotverschiebung)
(!Sonnenfinsternis)
(!Polarlicht)
(!Mondphase)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Welche Beziehung beschreibt das Hubble-Lemaître-Gesetz?'''
(Fluchtgeschwindigkeit ist proportional zur Entfernung)
(!Masse ist proportional zur Temperatur)
(!Energie ist proportional zur Zeit)
(!Druck ist proportional zur Lichtgeschwindigkeit)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Welche Einheit wird häufig für große kosmische Entfernungen verwendet?'''
(Megaparsec)
(!Millimeter)
(!Kilogramm)
(!Sekunde)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Was ist die kosmische Hintergrundstrahlung?'''
(Strahlung aus einer frühen Phase des Universums)
(!Licht der heutigen Sonne)
(!Strahlung aus dem Erdkern)
(!Funkverkehr zwischen Satelliten)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Was bleibt trotz der kosmischen Expansion gebunden?'''
(Das Sonnensystem)
(!Jeder Abstand zwischen Galaxienhaufen)
(!Das gesamte beobachtbare Universum)
(!Jede beliebige Lichtwelle)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Wofür werden Supernovae vom Typ Ia genutzt?'''
(Zur Untersuchung kosmischer Entfernungen und Expansion)
(!Zur Messung der Erdrotation)
(!Zur Erzeugung künstlicher Schwerkraft)
(!Zur Bestimmung von Mondphasen)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Was bezeichnet der Skalenfaktor?'''
(Die zeitliche Veränderung kosmischer Abstände)
(!Die Masse einer Galaxie)
(!Die Helligkeit eines Sterns)
(!Die Größe eines Atoms)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Welche Aussage über Dunkle Energie ist richtig?'''
(Sie wird zur Beschreibung der beschleunigten Expansion verwendet)
(!Sie ist dasselbe wie Dunkle Materie)
(!Sie besteht nachweislich aus schwarzen Löchern)
(!Sie stoppt jede Bewegung im Universum)

{{E}}
<br>

{{MC}}

'''Wo lag der Mittelpunkt des Urknalls?'''
(In den üblichen Modellen gibt es keinen räumlichen Mittelpunkt)
(!Im Zentrum der Milchstraße)
(!Im Inneren der Sonne)
(!Hinter der kosmischen Hintergrundstrahlung)

{{E}}
<br>

{{BR}}
== Memory ==

<div class="memo-quiz">
{|
|-
| Rotverschiebung || Gestreckte Lichtwellen
|-
| Hubble-Lemaître-Gesetz || Entfernung und Fluchtgeschwindigkeit
|-
| Skalenfaktor || Kosmischer Größenmaßstab
|-
| Hintergrundstrahlung || Licht des frühen Universums
|-
| Supernova Ia || Standardisierbare Helligkeitsquelle
|-
| Dunkle Energie || Beschleunigte Expansion
|-
| Megaparsec || Kosmische Entfernungseinheit
|}
{{E}}
<br>

{{BR}}
== Drag and Drop ==

<div class="lueckentext-quiz">

{| class="wikitable"
! Ordne die richtigen Begriffe zu.
! Thema
|-
| '''Rotverschiebung'''
| Gestreckte Wellenlänge
|-
| '''Hubble-Lemaître-Gesetz'''
| Zusammenhang von Entfernung und Geschwindigkeit
|-
| '''Hintergrundstrahlung'''
| Beobachtung des frühen Universums
|-
| '''Supernova'''
| Kosmische Entfernungsbestimmung
|-
| '''Dunkle Energie'''
| Beschleunigte Expansion

|}
{{E}}

<br>
<br />

{{BR}}
== Kreuzworträtsel ==

<div class="kreuzwort-quiz">
{|
|-
| Rotverschiebung || Wie heißt die Verschiebung von Spektrallinien zu größeren Wellenlängen?
|-
| Lemaitre || Welcher Forscher verband 1927 Theorie und Beobachtungen eines expandierenden Universums?
|-
| Skalenfaktor || Welche Größe beschreibt die zeitliche Änderung kosmischer Abstände?
|-
| Hintergrundstrahlung || Welche Strahlung liefert Informationen über das frühe Universum?
|-
| Supernova || Welches helle Sternereignis wird für große Entfernungsmessungen genutzt?
|-
| Kosmologie || Wie heißt die Wissenschaft von Ursprung und Entwicklung des Universums?
|}
{{E}}
<br>

{{BR}}
== LearningApps ==

<iframe> https://learningapps.org/index.php?s=Die+Expansion+des+Universums+Physik </iframe>

{{BR}}
== Lückentext ==

<quiz display=simple>
{'''Vervollständige den Text.'''<br>
|type="{}"}
Der mittlere Abstand zwischen weit entfernten Galaxien wächst durch die { Expansion } des Universums. Die zeitliche Veränderung kosmischer Abstände wird mit dem { Skalenfaktor } beschrieben. Durch die Ausdehnung des Raumes können Lichtwellen eine kosmologische { Rotverschiebung } erfahren. Das Hubble-Lemaître-Gesetz verbindet die Entfernung einer Galaxie mit ihrer { Fluchtgeschwindigkeit }. Für große kosmische Entfernungen wird häufig die Einheit { Megaparsec } verwendet. Die kosmische { Hintergrundstrahlung } stammt aus einer frühen Phase des Universums. Beobachtungen von Supernovae zeigen eine { beschleunigte } Expansion. Im Standardmodell wird diese Beschleunigung mit der Dunklen { Energie } beschrieben. Gravitativ gebundene Systeme wie das { Sonnensystem } expandieren nicht mit dem kosmischen Maßstab. Der Urknall war keine Explosion an einem räumlichen { Mittelpunkt }.
</quiz>

<br>

{{BR}}
= Offene Aufgaben =

{{BR}}
=== Leicht ===

# [[Ballonmodell|Ballonmodell]]: Führe das Ballonexperiment durch und dokumentiere die Abstände vor und nach dem Aufblasen.
# [[Begriffsnetz|Begriffsnetz]]: Verbinde die Begriffe Expansion, Rotverschiebung, Galaxie, Licht und Entfernung in einer Mindmap.
# [[Erklärbild|Erklärbild]]: Zeichne ein Bild, das den Unterschied zwischen einer Explosion und expandierendem Raum zeigt.
# [[Fehlvorstellung|Fehlvorstellung]]: Formuliere eine verbreitete falsche Aussage zur Expansion und korrigiere sie.

{{BR}}
=== Standard ===

# [[Hubble-Diagramm|Hubble-Diagramm]]: Erstelle aus vorgegebenen Entfernungen und Geschwindigkeiten ein Diagramm und bestimme seine Steigung.
# [[Spektralanalyse|Spektralanalyse]]: Berechne für drei ausgesendete und beobachtete Wellenlängen die jeweilige Rotverschiebung.
# [[Modellkritik|Modellkritik]]: Erkläre zwei Stärken und zwei Grenzen des Ballonmodells.
# [[Wissenschaftspodcast|Wissenschaftspodcast]]: Produziere eine dreiminütige Audiofolge zur Frage, warum Galaxien nicht selbst größer werden.

{{BR}}
=== Schwer ===

# [[Kosmologisches Modell|Kosmologisches Modell]]: Vergleiche Big Freeze, Big Crunch und Big Rip und nenne die zugrunde liegenden Annahmen.
# [[Hubble-Spannung|Hubble-Spannung]]: Recherchiere zwei Methoden zur Bestimmung des Hubble-Parameters und stelle ihre Ergebnisse gegenüber.
# [[Dateninterpretation|Dateninterpretation]]: Untersuche ein Supernova-Diagramm und erkläre, weshalb Messabweichungen Hinweise auf beschleunigte Expansion geben können.
# [[Ausstellung Kosmologie|Ausstellung Kosmologie]]: Plane eine kleine Schulausstellung mit Modellen, Diagrammen, Formeln und Medien zur Expansion des Universums.

{{:Offene Aufgabe - MOOC erstellen}}

{{BR}}
= Lernkontrolle =

# [[Modell und Wirklichkeit|Modell und Wirklichkeit]]: Erkläre, welche Aspekte der kosmischen Expansion das Ballonmodell sinnvoll darstellt und an welcher Stelle es irreführend wird.
# [[Datenauswertung|Datenauswertung]]: Eine Galaxie in 50 Mpc Entfernung besitzt eine Expansionsgeschwindigkeit von 3500 km/s. Bestimme den verwendeten Hubble-Wert und erläutere die Bedeutung des Ergebnisses.
# [[Transfer Rotverschiebung|Transfer Rotverschiebung]]: Begründe, warum die Spektrallinien eines weit entfernten Objekts Informationen über die Entwicklung des Raumes liefern.
# [[Gebundene Systeme|Gebundene Systeme]]: Vergleiche einen Galaxienhaufen mit einem Sonnensystem und entscheide, in welchem Fall die Expansion stärker sichtbar wird.
# [[Beobachtungsgrenze|Beobachtungsgrenze]]: Erkläre den Zusammenhang zwischen Lichtgeschwindigkeit, kosmischem Alter und beobachtbarem Universum.
# [[Wissenschaftliche Unsicherheit|Wissenschaftliche Unsicherheit]]: Zeige am Beispiel der Hubble-Spannung, warum unterschiedliche Messwerte nicht automatisch bedeuten, dass eine Theorie wertlos ist.

<br>
<br>

{{BR}}
= Lernnachweis =

Für einen Lernnachweis solltest Du zeigen, dass Du:

# den Begriff Expansion physikalisch korrekt erklärst.
# zwischen Bewegung im Raum und Expansion des Raumes unterscheidest.
# das Hubble-Lemaître-Gesetz anwenden und Einheiten richtig verwenden kannst.
# eine Rotverschiebung aus Wellenlängen berechnen kannst.
# mindestens drei Beobachtungen zur Expansionsgeschichte einordnest.
# die Rolle der Dunklen Energie vorsichtig und ohne Scheinsicherheit beschreibst.
# Modelle auf ihre Möglichkeiten und Grenzen prüfst.
# Daten, Diagramme und Formeln nachvollziehbar auswertest.

<br>
<br>

{{BR}}
= OERs zum Thema =

<iframe> https://de.m.wikipedia.org/wiki/Expansion_des_Universums </iframe>

<br>

{{BR}}
= Verknüpfte Lernbereiche =

{| align=center
{{:D-Tab}}
'''[[Die Expansion des Universums - Physik]]'''
# [[Kosmologie]]
# [[Urknall]]
# [[Hubble-Lemaître-Gesetz]]
# [[Rotverschiebung]]
# [[Kosmische Hintergrundstrahlung]]
# [[Dunkle Energie]]
# [[Galaxie]]
# [[Supernova]]
# [[Allgemeine Relativitätstheorie]]
# [[Beobachtbares Universum]]
|}

[[Kategorie:Physik]]
[[Kategorie:Astronomie]]
[[Kategorie:Kosmologie]]
[[Kategorie:Universum]]
[[Kategorie:Relativitätstheorie]]
[[Kategorie:Schule]]
[[Kategorie:Sekundarstufe I]]
[[Kategorie:Sekundarstufe II]]
[[Kategorie:Klasse 9-10]]
[[Kategorie:Klasse 11-13]]

{{BR}}
= aiMOOC-Projekte =
[[Kategorie:AI_MOOC]] [[Kategorie:GPT aiMOOC]]
{{MT}}

Die Expansion des Universums - Physik - Versionsgeschichte

Glanz: aiMOOC über GPT aiMOOC Action erstellt