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Gab es den Urknall wirklich – und wenn ja, wie viele? | Terra X Lesch & Co

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Das Wichtigste aus dem Video

Tipp auf eine Zeit – das Video springt genau dorthin.

Transkriptautomatisch erstellt · 119 Zeilen
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  1. Wir wissen, es gab diese Phase kurz nach dem Entstehen des Universums, die überschnelle Expansion, genannt die Inflation, eine überschnelle Expansion.
  2. Aber wenn man sich genau damit beschäftigt, dann gibt es Probleme beim Urknall, nämlich bei der Rekonstruktion, der Zurückextrapolation, zum Anfang.
  3. Gab es den Urknall überhaupt, und wenn ja, wie viele? [Intro]
  4. Es gibt so magische Jahre in den Wissenschaften, zum Beispiel das Jahr 1964. In diesem Jahr haben Penzias und Wilson zum aller ersten Mal
  5. die kosmische Hintergrundstrahlung beobachtet. Und im August 1964, so heißt es, ist ein Theoretiker im Urlaub.
  6. Naja, es ist Sommer und wie das so ist, man liegt im Strandkorb und was macht man so? Man überlegt sich mal was. Zum Beispiel, wie es wäre, wenn das gesamte Universum
  7. von einem Feld durchsetzt wäre, dessen quantenfeldtheoretische Eigenschaften erklären könnten, warum die Elementarteilchen eine Masse haben. Die Arbeit wird am 31. August 1964 eingereicht,
  8. wenige Wochen später erscheint sie im Physical Review Letter, und danach wird dieser Mann, Peter Higgs, zur Symbolfigur für eine Revolution in der Elementarteilchenphysik.
  9. Die Massen von Elementarteilchen hängen mit der Wechselwirkung mit diesem Feld zusammen. Und damit war klar, wir haben ein Arbeitsprogramm, wie das oft so ist in der Physik, wir haben Vorschläge,
  10. wir haben ein Arbeitsprogramm, es werden Experimente designt, geplant, durchgeführt und es wird gemessen, es wird diskutiert, was kann besser gemacht werden, die Beschleunigeranlagen auf der Welt
  11. werden immer besser und besser, bis zum großen Hadronenbeschleuniger in der Schweiz, gelingt es dann tatsächlich bis zum 4. Juli 2012 zu überprüfen, ob es dieses Higgs-Feld gibt,
  12. und von da an ist klar, jawoll, es ist da, es existiert tatsächlich. Mathematik ist zur Wirklichkeit geronnen, so kann man es sagen.
  13. Und was bedeutet das für die Kosmologie? Was bedeutet die Anwesenheit von skalaren Feldern im ganzen Universum für die Kosmologie? Hat das irgendwelche Effekte, kann man damit
  14. was erklären, was man vorher nicht erklären konnte? Also reichen die Felder von elektrischen Ladungen oder von Gravitationen, oder die Gravitationsfelder, reichen die nicht aus, um das Universum zu erklären?
  15. Braucht man diese skalaren Felder tatsächlich? Es stellte sich raus, dass 1964 eine Idee geboren wurde, die Jahrzehnte später in der Kosmologie riesigen Erfolg nach sich gezogen hat.
  16. Die Kosmologie hat im Laufe der Jahrzehnte, angefangen natürlich 1949, wo das Urknallmodell entwickelt wurde, eigentlich schon in den 20er-Jahren des 20. Jahrhunderts gab es die Friedmann-Gleichungen,
  17. die ersten Gleichungen, die mithilfe der allgemeinen Relativitätstheorie beschrieben, welche Art von Universen es gibt, und so weiter. Da war ja schon viel Mathematisches da,
  18. 1929 wurde entdeckt von Hubble, dass tatsächlich das Universum expandiere. Zumindest gab es ein gutes, sehr gutes, Modell, vor allem von George Lemaître als allererstem
  19. in die Welt gebracht, dass nämlich das Universum einen Anfang hatte, das physikalische Modell des Beginns des Universums tauchte auf, das lapidar in einer Radiosendung in Großbritannien mal
  20. mit dem Wort "Big Bang", also Urknall, abgetan wurde. In den 70er-Jahren dann wurden die Daten über das Universum immer genauer und genauer,
  21. vor allen Dingen nachdem Anfang der 60er-Jahre die kosmische Hintergrundstrahlung bestätigt wurde, war klar, wir leben tatsächlich in einer expandierenden Raumzeit
  22. und dabei tauchten allerdings interessante Fragen auf. Unter anderem hat sich herausgestellt, dass es einer unglaublichen Feinabstimmung bedarf, am Anfang des Universums, damit dieses Universum
  23. heute so sein kann, dass wir überhaupt existieren. (Musik)
  24. Ich will jetzt hier nicht die gesamte Geschichte der Natur erzählen, aber unsere Existenz auf dem Planeten Erde hat ja gewisse Vorbedingungen, also mal abgesehen von den ganzen biologischen Vorbedingungen.
  25. Der Planet muss entstehen, der Planet muss in der habitablen Zone sein, um einen Stern, der nicht zu hell und nicht zu dunkel ist, der nicht zu intensiv scheint.
  26. Und dieser Stern muss auch entstehen, es müssen alle Elemente da sein, die ein Lebewesen aufbauen können, usw. Man gerät relativ schnell in große,
  27. galaktische Materiekreisläufe, um die eigene Existenz zu begründen. Und daraus ergeben sich tatsächlich auch Folgerungen, die in den 70er-Jahren unter anderem übrigens von
  28. Stephen Hawking ausgerechnet worden sind, inwieweit denn das Universum am Anfang irgendwie hätte von der idealen Position entfernt sein dürfen, um trotzdem noch nach 13,8 Milliarden Jahren
  29. als Universum übrig zu bleiben, damit wir überhaupt hier sein können. Wäre es zu leicht gewesen, wäre das Universum auseinandergeflogen,
  30. es hätte niemals eine einzige Galaxie entstehen können. Wäre das Universum zu schwer gewesen, dann wäre es in sich zusammengefallen und wir wären auch nicht da. Also, dass das Universum eben immer noch expandiert
  31. und wir da sein können, das ist schon, wie sich dann rausstellte, Hawking hat es ausgerechnet als etwas, das auf 59 Stellen hinterm Komma genau austariert gewesen sein muss.
  32. Der Begriff der Feinabstimmung war in der Welt. Fine-Tuning im Englischen. Und dann gibt es noch das Problem der Flachheit. Das heißt also, wenn man tatsächlich nachschaut,
  33. sehr genau nachschaut, auf ganz, ganz großen Längenskalen im Universum, welche Krümmung das Universum hat, dann hat es mal abgesehen von den lokalen Veränderungen durch die Anwesenheit
  34. von Massen, wo natürlich der Raum gekrümmt ist, im Wesentlichen die Krümmung null. Das heißt, es ist brettflach. Und zwar je genauer man hinschaut, umso "flacher" wird es.
  35. Also die Genauigkeit war früher noch 1 ± 0,1. Heute ist es 1 ± 0,001. Also das heißt, die Genauigkeit, mit der die Flachheit des Universums, nämlich genau diese 1,
  36. festgestellt wird, die wird immer größer. Diese 1 beschreibt im Übrigen das Verhältnis von Energiedichte zur kritischen Energiedichte. Wenn also genau die richtige Energiedichte
  37. des Universums erreicht ist, dann hat es die Flachheit 0. Dann ist es eben komplett flach, mit anderen Worten: Es ist ein Universum wie dieser Tisch. Also alles flach, Innenwinkelsumme von einem Dreieck 180 Grad, perfekt.
  38. Und das muss erklärt werden. Wie kommt das Universum genau bei diesem, genau bei diesem einen Wert an? (Musik)
  39. Ja, 1992 wurde es zum ersten Mal gemessen. In den Jahren danach immer genauer und genauer, es gibt Fluktuation in der kosmischen Hintergrundstrahlung.
  40. Fluktuation heißt abgegrenzte Bereiche im Universum, in denen zum Beispiel die Dichte oder die Temperatur unterschiedlich sind von der Umgebung. Und damit hat man die Möglichkeit, in der Projektion
  41. am Himmel zu schauen, wie groß sind die denn so geografisch im Vergleich zu dem, was möglich wäre. Denn als die kosmische Hintergrundstrahlung entstand, war das Universum 4.000 Grad heiß,
  42. rund 400.000 Jahre nach dem Urknall. Es gibt einen bestimmten Teilchenhorizont, der auch damit zu tun hat, dass das Universum ja expandiert. Dieser Teilchenhorizont ist 900.000 Lichtjahre groß.
  43. Es stellt sich raus, das ist am Himmel eine Größe von 1,16 Grad, und dann guckt man mal, wie groß so die Gebiete mit gleicher Temperatur sind. Und da stellt man fest, die sind ja viel, viel größer. Viel größer.
  44. Und dann stellt sich raus, dass dieses rätselhafte, fast magisch rätselhafte Fine-Tuning, die Flachheit des Universums, die Größe von Horizonten, auf ganz einfache Art und Weise gelöst werden kann.
  45. Wenn man den Gedanken weiterspinnt, dass skalare Felder auch im frühen Universum existiert haben, dann führen sie zu einem Phänomen, das wir Inflation nennen. Das ist nämlich diese Lösung.
  46. Man spricht von Omega gleich eins, das ist also das Verhältnis der Dichte im Universum, der Energiedichte, zur kritischen Energiedichte. Also gerade so, dass es genauso perfekt expandiert,
  47. dass diese Zahl leicht erreicht werden kann durch eine Phase im ganz frühen Kosmos, in dem das Universum sich schlagartig, und zwar wirklich schlagartig, um 50 Größenordnungen vergrößert.
  48. Eine Phase der schlagartigen Expansion, die Inflation. Jetzt musste nur noch erklärt werden, welche physikalischen Mechanismen könnten denn zu einer solchen Überexpansion führen.
  49. Und eine ganz einfache Lösung der einsteinschen Feldgleichungen, also der allgemeinen Relativitätstheorie, wäre eine Variante, dass im gesamten Universum, ihr ahnt vielleicht schon, worauf das hinausläuft,
  50. dass im gesamten Universum es eine Energiedichte gäbe, überall gleich, und das Universum würde dann praktisch wie ein riesengroßer Hefeteig schlagartig auseinanderfliegen.
  51. Und jetzt kommt der eigentliche Hammer. Die Schwankungen in der Hintergrundstrahlung geben uns die Gelegenheit, die Parameter für die Inflation genau festzulegen.
  52. Hätte die Inflation zu früh angefangen, oder hätte sie zu spät aufgehört, dann wäre das Spektrum falsch. Wir können also anhand des Spektrums quasi das Instrument des Universums genauestens
  53. in seinem Ton einstellen. Wir können das Universum stimmen. Denn dann, und nur dann, wenn wir jetzt die richtigen Anfangsparameter haben, werden am Ende,
  54. nämlich nach 380.000 Jahren, wenn der Hintergrund sich von der Strahlung, die Hintergrundstrahlung sich von der Materie entwickelt, die richtigen Fluktuationen rauskommen.
  55. Und so kommt man darauf, dass die Inflation ungefähr 10 hoch -37 Sekunden nachdem alles angefangen hat, losgegangen ist, und dann bis ungefähr 10 hoch -33, 10 hoch -32 Sekunden gelaufen ist.
  56. Und dabei hat sich das Universum um 26 Größenordnungen vergrößert. Schlagartig. Also von der Größe eines Protons auf etwa 10 Zentimeter.
  57. Wie löst denn jetzt die Inflation die entsprechenden Probleme des Urknallmodells? Nun, zunächst einmal am Anfang, als das Universum vor der Inflation war, war alles miteinander
  58. kausal in Verbindung. Ganz klar. Es war ja so klein. Und dann machts Bumm und Gebiete, die damals vor der Inflation noch ganz im engen Kontakt waren,
  59. sind jetzt so weit voneinander entfernt, dass sie nie im Leben mehr irgendwas voneinander erfahren werden. Das heißt, die Fluktuationen werden eingefroren und dann mit der Expansion auseinandergetragen,
  60. inflationär expandierend auseinandergetragen, und so werden die Amplituden der Schwankungen winzig, weil sie geometrisch riesig werden. Das ist natürlich ganz wichtig.
  61. Damit erklärt man, warum in der Hintergrundstrahlung Gebiete, die eigentlich nie bei normaler Expansion miteinander hätten kausal in Verbindung stehen können, heute immer noch die gleichen Eigenschaften besitzen,
  62. und damit erklärt man natürlich auch die Flachheit, denn das Universum ist auf eine solche Größe angewachsen, dass jeder Beobachter im Universum in seinen Beobachtungshorizonten immer nur
  63. die Krümmung null feststellen kann. Wir lösen also mit einem Schlag das Flachheitsproblem und das Horizontproblem. Erwähnt werden soll noch, dass damit auch das Problem
  64. der fehlenden magnetischen Monopole gelöst wird, aber das hebe ich mir für ein anderes Video auf. Und wie geht Inflation? Also formal gesprochen, wir brauchen dafür
  65. ein skalares Feld mit einem flachen Potenzial und das nennen wir Inflaton. Im frühen Universum hätte es also eine Phase gegeben, wie lang die war, wissen wir eigentlich nicht,
  66. wir haben gar keine Ahnung, was davor passiert ist, eine Phase gegeben, in der Quantenfluktuationen die ganze Zeit am Werk waren, es gab Rauf- und Runterfluktuation,
  67. Hin- und Herfluktuation, wenn man so will. Und dann kam es zu einer Fluktuation, in der ein skalares Feld einen Zustand angenommen hat, der in der Literatur gerne mit dem des
  68. unterkühlten Wassers verbunden wird. Unterkühltes Wasser ist praktisch eine Metapher dafür, was jetzt passiert, das nennt man auch, im Englischen, false vacuum, ein falsches Vakuum.
  69. Eigentlich kann das gar nicht passieren, aber manchmal passiert es eben doch. Das unterkühlte Wasser ist ein Phänomen, das kann man im Labor erzwingen, indem man
  70. Wasser extrem langsam abkühlt. Also wirklich extrem langsam. Noch langsamer. Das heißt, so als ob die Moleküle im Wasser gar nicht merken, dass sie allmählich ihre
  71. kinetische Energie verlieren, bleibt das Wasser, obschon die Temperatur weit unter 0 °C ist, im flüssigen Zustand. Und wir wissen alle, das ist nicht richtig.
  72. Das kann gar nicht sein. Unter 0 °C fängt Wasser an zu frieren, von oben nach unten. Also, man kann es aber schaffen und wenn das gelingt, dann kann man dem Wasser mit [klatscht]
  73. und schon friert es durch. Das reicht aus. In der Gegenwart von unterkühltem Wasser sollte man nicht klatschen, sollte man nicht husten, nicht niesen, gar nichts. Noch nicht einmal ein cosmic ray-Teilchen
  74. sollte da durchknallen, weil die winzigste, die aller winzigste Störung, führt schlagartig dazu, dass das Wasser gefriert, natürlich wird das Gefäß, in dem das Wasser ist, dann explodieren, weil das Eis
  75. braucht viel mehr Volumen als das flüssige Wasser und die Energie wird damit verbraucht in der Expansion, praktisch in diesem Fall des Eises. Und genau so stellt man sich also vor, dass es eine,
  76. ich will es mal so sagen, eine halbe Ewigkeit gedauert hat, dass die Fluktuationen hin- und herfluktuieren und dann kommt es zu einem solchen Durchfrieren von Wasser in einen Zustand
  77. des falschen Vakuums, ein skalares Feld hat einen Zustand, der falsch ist, und es muss sich in den richtigen Zustand entwickeln und dabei explodiert das Universum.
  78. Dabei kommt es zu einer Überexpansion, die Energie wird verbraucht in ein riesiges Universum und damit hat man ein Universum, das hochgradig interessante Eigenschaften hat.
  79. Zunächst einmal die Feinabstimmung, die Hawking noch so dringend gebraucht hat, war beseitigt, zweitens, würde dieses Modell vorhersagen, dass das Universum aufgrund seiner Übergröße,
  80. seiner wirklichen Über-Übergröße, für jeden lokalen Beobachter, mit all seinen Horizonten, ihr erinnert euch, wir haben schon mal ein Horizontvideo gemacht dazu,
  81. mit all seinen Horizonten immer die Krümmung null anbietet, das Universum ist immer flach, weil alle Beobachter in diesem übergroßen Universum in der Position einer Ameise sind, die versucht
  82. herauszufinden, ob die Erde eine Kugel ist oder eine Scheibe. Ja, und woher kommt jetzt das Inflaton, war das schon immer da oder hat das sich eben auch entwickelt?
  83. Ja, man könnte hier tatsächlich, praktisch vor die Phase der Inflation, da können wir alles setzen. Alle möglichen skalaren Felder, die sich irgendwie entwickeln, und dann wäre die Frage: Urknall? Ja.
  84. Und es können ganz schön viele sein, ganz Unterschiedliche. Und es ist ja ganz offensichtlich. Nehmen wir an, die inflationäre Expansion wäre nicht so besonders
  85. stark gewesen am Anfang, weil z. B. das Inflaton-Feld in einem Fall nicht extrem flach genug ist. Ja, da würde das Universum einfach wieder in sich zusammenfallen. Ein anderes Mal, wenn es zu flach wäre,
  86. dann würde es vielleicht völlig auseinanderfliegen. Also es könnte sehr wohl sein, dass bevor unser Universum sich in seine Existenz geworfen hat, weil vor ihm die richtige inflationäre Expansion da war,
  87. es fast unendlich viele Möglichkeiten gegeben hat, die sich dann alle irgendwie als fehlerhaft erwiesen haben, erinnert ein bisschen an die Evolution. Also wenn nicht die richtigen Bedingungen da sind,
  88. dann kann sich eben so ein Universum auch nicht bewähren in seiner Entwicklung. Wenn man das Standardmodell des Urknalls in die Vergangenheit extrapoliert, also gedanklich
  89. zurückgeht, nach dem Motto: das Universum expandiert, dann war es ja gestern kleiner, vorgestern war es noch kleiner und so weiter, dann landet man bei T gleich null bei einer sogenannten Singularität.
  90. Das ist aber nur eine mathematische Beschreibung der kosmischen Geschichte. Rein mathematisch, würden wir an den Anfang des Universums zurückgehen bis T gleich null,
  91. dann hätten wir das, was man mathematische Singularität nennt. Physikalisch sind allerdings Singularitäten gar nicht möglich. Das hat was mit quantenfeldtheoretischen Beschränkungen zu tun,
  92. die wir gar nicht unterschreiten können. Wir kommen um das mathematische Singularitätsproblem am Anfang des Universums herum, wenn wir gewissermaßen definieren, wir fangen nicht bei T=0 an, sondern später.
  93. Wir müssen unterscheiden zwischen Urknall und Singularität. Der wirkliche Urknall, das heißt also, das wirkliche Sich-in-die-Existenz-Werfen, nicht mehr wieder zurück können,
  94. dass das Universum tatsächlich wird und zwar zu dem wird, was wir heute beobachten, das passierte später und das ist am Ende der Inflation passiert. Am Ende der Inflation steht das Universum,
  95. mit dem wir heute Kosmologie betreiben, da und zeigt uns alle seine Eigenschaften. Wenn wir von Urknall sprechen, dann meinen wir jetzt ausdrücklich nicht mehr T gleich 0, sondern den Moment,
  96. wo das Universum seine höchste Temperatur hat. Und von da an ist die Entwicklung des Universums unmittelbar mit der Entwicklung des Spektrums der kosmischen Hintergrundstrahlung verbunden.
  97. Wir haben die T gleich null-Singularität der Mathematik hinter uns gelassen und lassen nun skalare Felder fluktuieren. Und eines der Felder wird dazu führen, dass es
  98. in einem bestimmten Zeitraum zu einer Überexpansion gekommen ist und daraus hat sich der Urknall entwickelt. Denn alles, was danach gekommen ist, das steht uns dann als Beobachtungsgröße, zumindest im Prinzip,
  99. zur Verfügung. Der Urknall war, thermodynamisch gesprochen, die höchste Temperatur, die das Universum jemals erreicht hat, und seitdem expandiert es. Seitdem haben wir einen Parameter,
  100. der die Expansion des Universums explizit beschreibt, nämlich die Temperatur. Das Universum expandiert, die Temperatur nimmt ab. Das heißt, wir haben eine Zeit-Temperatur-Relation,
  101. können aus der jeweiligen Temperatur sogar ziemlich genau ausrechnen, wie alt das Universum ist. Kommen also an den Anfang des Universums so nah dran, wie es nur irgendwie geht, das war der heiße Urknall
  102. und der hat sich nachher eben in das Universum verwandelt, das wir heute sehen. Wir setzen also vor diese Phase des heißen Urknalls die Phase der inflationären Expansion.
  103. Also war das jetzt wirklich so, existiert das Inflaton? Bis jetzt haben wir es ja noch nicht gefunden. Wir haben die Theorie der skalaren Felder. Das ist die Theorie. Jetzt haben wir in der Kosmologie
  104. ein Modell und dieses Modell ist die Anwendung einer Theorie auf Daten. Die Daten sind die Fluktuation der Hintergrundstrahlung. Damit sind wir also von der rein theoretischen
  105. Beschreibung der Existenz von skalaren Feldern in die Modellierungsphase gegangen. Also wir setzen bereits an, dass es skalare Felder gibt. Warum?
  106. Weil wir ein skalares Feld entdeckt haben, nämlich das Higgs-Feld. Der Essig im Wein, wenn ich das so sagen darf, ist jetzt nur, dass das Higgs-Feld, also das Feld,
  107. was die Elementarteilchenphysik für die Bestimmung der Massen ihrer Teilchen verwendet, dass das nicht ganz die Eigenschaft hat, die man für die Inflation in der Kosmologie braucht.
  108. Man hat also mit dem Higgs-Feld ein Modell für ein skalares Feld, aber man hat noch nicht das Feld entdeckt, innerhalb der Elementarteilchenphysik, was man bräuchte, um kosmologisch die Inflation genau so
  109. zu rekonstruieren, wie man es heute tun kann. Die Frage ist, können wir das Inflaton irgendwie messen? Problem: es stammt aus einer Zeit vor der Entstehung der kosmischen Hintergrundstrahlung.
  110. Wir haben also keine Möglichkeiten, auf die Eigenschaft, auf die Entstehungsgeschichte dieses Inflatons direkt zu schließen. Wir haben keinen Nachweis für das Inflaton-Feld.
  111. Aber wir haben einen Nachweis für eine exponentiell expansive Phase im frühen Kosmos. Und diesen Nachweis können wir führen anhand der Fluktuationen in der Hintergrundstrahlung.
  112. Diese Fluktuationen sind durch die Inflation aufgeblasen worden, sind also praktisch quantenmechanische Fluktuationen, aufgeblasen auf die Größe von einem Galaxienhaufen.
  113. Die waren aber früher mal kleiner, nämlich vor der Inflation, war ja alles miteinander kausal in Verbindung. Welche Art von Mechanismus könnte es denn geben, der uns etwas darüber verrät, wie das Inflaton,
  114. also das Feld selbst, gewesen ist? Naja. Die Wechselwirkungen dieser Fluktuationen untereinander, die müssen ja sehr stark gewesen sein. Und das war Energie und Energie entspricht Materie,
  115. das heißt, was wir hier finden könnten, wenn wir empfindlich genug mit unseren Messinstrumenten sind, sind die Gravitationswellen des Inflatons.
  116. Also wenn jemand fragt: ja, und was war vor der Inflation oder was war vor den Feldern und so weiter? Tja, dafür haben wir keine Messmethoden, das heißt, wir können überhaupt keine Informationen bekommen
  117. darüber, was sich in dieser Phase abgespielt hat. Es kann sogar sein, dass schon nach menschlichem Ermessen eine Ewigkeit an Zeit vergangen ist, bis es tatsächlich mal geklappt hat,
  118. dass ein skalares Feld mit dem richtigen Potenzial sich gerade so hat entwickeln können, tja, dass unser Universum dabei herausgekommen ist. Das wissen wir gar nicht. Es könnte also sehr wohl sein,
  119. dass lange vor dem Beginn unseres Universums schon eine Ewigkeit vergangen ist, wo alles mögliche probiert worden ist, um endlich mal eins hinzukriegen, und nur unseres hat geklappt.

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Harald LeschHarald Lesch (* 28. Juli 1960 in Gießen) ist ein deutscher Astrophysiker, Naturphilosoph, Wissenschaftsjournalist, Fernsehmoderator und Hörbuchsprecher. AstrophysikDie Astrophysik befasst sich mit den physikalischen Grundlagen der Erforschung von Himmelserscheinungen und ist ein Teilgebiet der Astronomie. PhysikDie Arbeitsweise der Physik besteht in einem Zusammenwirken experimenteller Methoden und theoretischer Modellbildung. Physikalische Theorien bewähren sich in … NaturwissenschaftUnter dem Begriff Naturwissenschaft werden Wissenschaften zusammengefasst, die empirisch arbeiten und sich mit der Erforschung der Natur befassen.