Hoe is ons universum ontstaan? Hoe veranderde het in een schijnbaar eindeloze ruimte? En wat zal het worden na vele miljoenen en miljarden jaren? Deze vragen kwelden (en blijven kwellen) de geest van filosofen en wetenschappers, zo lijkt het, sinds het begin der tijden, terwijl ze aanleiding gaven tot veel interessante en soms zelfs gekke theorieën. Tegenwoordig zijn de meeste astronomen en kosmologen het er algemeen over eens dat het heelal zoals we het kennen verscheen als gevolg van een gigantische explosie, die niet alleen het grootste deel van de materie veroorzaakte, maar ook de bron was van de fysische basiswetten volgens welke de kosmos die ons omringt, bestaat. Dit alles wordt de oerknaltheorie genoemd.
De basis van de oerknaltheorie is relatief eenvoudig. Kortom, volgens haar verscheen alle materie die bestond en nu in het heelal bestaat tegelijkertijd - ongeveer 13,8 miljard jaar geleden. Op dat moment bestond alle materie in de vorm van een zeer compacte abstracte bal (of punt) met een oneindige dichtheid en temperatuur. Deze toestand werd de singulariteit genoemd. Plotseling begon de singulariteit uit te breiden en bracht het universum voort zoals wij het kennen.
Het is vermeldenswaard dat de oerknaltheorie slechts een van de vele voorgestelde hypothesen is over de oorsprong van het heelal (er is bijvoorbeeld ook de theorie van een stationair heelal), maar het heeft de breedste erkenning en populariteit gekregen. Het verklaart niet alleen de bron van alle bekende materie, de wetten van de fysica en de grote structuur van het universum, het beschrijft ook de redenen voor de expansie van het universum en vele andere aspecten en verschijnselen.
Chronologie van gebeurtenissen in de Big Bang-theorie
Op basis van kennis van de huidige toestand van het heelal, suggereren wetenschappers dat alles had moeten beginnen vanuit een enkel punt met oneindige dichtheid en eindige tijd, die begon uit te breiden. Na de aanvankelijke expansie, zegt de theorie, ging het universum door een afkoelfase waardoor subatomaire deeltjes en later eenvoudige atomen konden verschijnen. Gigantische wolken van deze oude elementen begonnen later, dankzij de zwaartekracht, sterren en sterrenstelsels te vormen.
Dit alles begon volgens wetenschappers ongeveer 13,8 miljard jaar geleden, en daarom wordt dit startpunt beschouwd als de leeftijd van het universum. Door de studie van verschillende theoretische principes, experimenten met deeltjesversnellers en hoogenergetische toestanden, evenals door astronomische studies van de verre uithoeken van het heelal, hebben wetenschappers een chronologie afgeleid en voorgesteld van gebeurtenissen die begonnen met de oerknal en die het heelal uiteindelijk naar de toestand van kosmische evolutie leidden. vindt nu plaats.
Promotie video:
Wetenschappers geloven dat de vroegste perioden van de geboorte van het universum - die van 10-43 tot 10-11 seconden na de oerknal duren - nog steeds onderwerp van controverse en discussie zijn. Gezien het feit dat de natuurwetten die we nu kennen op dat moment niet konden bestaan, is het erg moeilijk te begrijpen hoe de processen in dit vroege universum werden gereguleerd. Bovendien zijn er nog geen experimenten uitgevoerd met de mogelijke soorten energieën die op dat moment aanwezig zouden kunnen zijn. Hoe het ook zij, veel theorieën over de oorsprong van het universum zijn het er uiteindelijk over eens dat er ooit een beginpunt was van waaruit het allemaal begon.
Het tijdperk van de singulariteit
Ook bekend als het Planck-tijdperk (of Planck-tijdperk), wordt aangenomen dat het de vroegst bekende periode in de evolutie van het universum is. Op dat moment bevond alle materie zich in een enkel punt van oneindige dichtheid en temperatuur. Gedurende deze periode geloven wetenschappers dat de kwantumeffecten van zwaartekrachtinteractie het fysieke domineerden en dat geen van de fysieke krachten even sterk was als de zwaartekracht.
Het Planck-tijdperk duurde vermoedelijk van 0 tot 10-43 seconden en wordt zo genoemd omdat de duur ervan alleen kan worden gemeten aan de hand van de Planck-tijd. Vanwege de extreme temperaturen en de oneindige dichtheid van materie, was de toestand van het universum gedurende deze periode buitengewoon onstabiel. Dit werd gevolgd door perioden van expansie en afkoeling die leidden tot de opkomst van fundamentele fysische krachten.
Ongeveer in de periode van 10-43 tot 10-36 seconden vond het proces van botsing van toestanden van overgangstemperaturen plaats in het heelal. Aangenomen wordt dat het op dit moment was dat de fundamentele krachten die het huidige universum besturen, van elkaar begonnen te scheiden. De eerste stap in deze afdeling was de opkomst van zwaartekrachten, sterke en zwakke nucleaire interacties en elektromagnetisme.
In de periode van ongeveer 10-36 tot 10-32 seconden na de oerknal werd de temperatuur van het heelal voldoende laag (1028 K), wat leidde tot de scheiding van elektromagnetische krachten (sterke interactie) en zwakke nucleaire interactie (zwakke interactie).
Het tijdperk van inflatie
Met het verschijnen van de eerste fundamentele krachten in het heelal begon het tijdperk van inflatie, dat volgens Planck-tijd 10-32 seconden duurde tot een onbekend tijdstip. De meeste kosmologische modellen gaan ervan uit dat het universum gedurende deze periode gelijkmatig gevuld was met energie met een hoge dichtheid, en dat ongelooflijk hoge temperaturen en drukken leidden tot een snelle expansie en afkoeling.
Het begon op 10-37 seconden, toen de overgangsfase, die de scheiding van krachten veroorzaakte, werd gevolgd door een exponentiële expansie van het heelal. In dezelfde periode bevond het heelal zich in een toestand van baryogenese, toen de temperatuur zo hoog was dat de ongeordende beweging van deeltjes in de ruimte plaatsvond met een bijna-lichtsnelheid.
Op dit moment worden paren van deeltjes - antideeltjes gevormd die onmiddellijk in botsing komen, wat zou hebben geleid tot de dominantie van materie over antimaterie in het moderne universum. Na het einde van de inflatie bestond het heelal uit quark-gluonplasma en andere elementaire deeltjes. Vanaf dat moment begon het universum af te koelen, begon materie zich te vormen en te combineren.
Het tijdperk van afkoeling
Met een afname in dichtheid en temperatuur in het heelal, begon een afname van energie in elk deeltje op te treden. Deze overgangstoestand duurde totdat de fundamentele krachten en elementaire deeltjes hun huidige vorm kregen. Aangezien de energie van de deeltjes is gedaald tot waarden die vandaag kunnen worden bereikt in het kader van experimenten, veroorzaakt de feitelijke mogelijke aanwezigheid van deze tijdsperiode veel minder controverse onder wetenschappers.
Wetenschappers denken bijvoorbeeld dat 10-11 seconden na de oerknal de energie van de deeltjes aanzienlijk is afgenomen. Na ongeveer 10-6 seconden begonnen quarks en gluonen baryonen te vormen - protonen en neutronen. Quarks begonnen de overhand te krijgen op antiquarks, wat op zijn beurt leidde tot de overheersing van baryonen ten opzichte van antibaryonen.
Omdat de temperatuur niet langer hoog genoeg was om nieuwe proton-antiprotonparen (of neutronen-antineutronenparen) te creëren, volgde massavernietiging van deze deeltjes, wat leidde tot de rest van slechts 1/1010 van het aantal originele protonen en neutronen en de volledige verdwijning van hun antideeltjes. Een soortgelijk proces vond plaats ongeveer 1 seconde na de oerknal. Alleen de "slachtoffers" waren deze keer elektronen en positronen. Na de massavernietiging stopten de overgebleven protonen, neutronen en elektronen hun willekeurige beweging en werd de energiedichtheid van het heelal gevuld met fotonen en, in mindere mate, neutrino's.
Tijdens de eerste minuten van de expansie van het heelal begon de periode van nucleosynthese (synthese van chemische elementen). Door de temperatuurdaling tot 1 miljard kelvin en de afname van de energiedichtheid tot ongeveer waarden gelijk aan de dichtheid van lucht, begonnen neutronen en protonen zich te vermengen en vormden ze de eerste stabiele isotoop van waterstof (deuterium), evenals heliumatomen. Niettemin bleven de meeste protonen in het universum als onsamenhangende kernen van waterstofatomen.
Ongeveer 379.000 jaar later combineerden elektronen zich met deze waterstofkernen om atomen te vormen (wederom voornamelijk waterstof), terwijl straling zich scheidde van materie en zich vrijwel ongehinderd door de ruimte bleef uitbreiden. Deze straling wordt meestal relikwie-straling genoemd en is de oudste lichtbron in het heelal.
Met de uitbreiding verloor de CMB geleidelijk zijn dichtheid en energie, en op dit moment is zijn temperatuur 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), en zijn energiedichtheid is 0,25 eV (of 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 fotonen / cm³). De relikwie-straling strekt zich uit in alle richtingen en over een afstand van ongeveer 13,8 miljard lichtjaar, maar schattingen van de werkelijke voortplanting ervan zeggen ongeveer 46 miljard lichtjaar vanaf het centrum van het universum.
Leeftijd van structuur (hiërarchisch tijdperk)
In de daaropvolgende miljarden jaren begonnen dichtere gebieden van materie, bijna gelijkmatig verdeeld over het heelal, elkaar aan te trekken. Als gevolg hiervan werden ze nog dichter, begonnen ze gaswolken, sterren, sterrenstelsels en andere astronomische structuren te vormen die we op dit moment kunnen waarnemen. Deze periode wordt het hiërarchische tijdperk genoemd. Op dit moment begon het universum dat we nu zien zijn vorm aan te nemen. Materie begon zich te combineren tot structuren van verschillende groottes - sterren, planeten, melkwegstelsels, galactische clusters, evenals galactische superclusters, gescheiden door intergalactische barrières die slechts een paar melkwegstelsels bevatten.
De details van dit proces kunnen worden beschreven op basis van het idee van de hoeveelheid en het type materie die in het universum wordt verdeeld, dat wordt weergegeven in de vorm van koude, warme, hete donkere materie en baryonische materie. Het huidige standaard kosmologische model van de oerknal is echter het Lambda-CDM-model, volgens welke donkere materiedeeltjes langzamer bewegen dan de lichtsnelheid. Het werd gekozen omdat het alle tegenstrijdigheden oplost die in andere kosmologische modellen verschenen.
Volgens dit model is koude donkere materie goed voor ongeveer 23 procent van alle materie / energie in het universum. Het aandeel van baryonische materie is ongeveer 4,6 procent. Lambda CDM verwijst naar de zogenaamde kosmologische constante: een theorie voorgesteld door Albert Einstein die de eigenschappen van een vacuüm karakteriseert en de balans tussen massa en energie laat zien als een constante statische grootheid. In dit geval wordt het geassocieerd met donkere energie, die dient als een versneller voor de uitbreiding van het universum en de gigantische kosmologische structuren grotendeels homogeen houdt.
Voorspellingen op lange termijn over de toekomst van het universum
Hypothesen dat de evolutie van het universum een startpunt heeft, brengen wetenschappers natuurlijk tot vragen over het mogelijke eindpunt van dit proces. Als het heelal zijn geschiedenis begon vanaf een klein punt met een oneindige dichtheid, dat plotseling begon uit te breiden, betekent dit dan dat het ook oneindig zal uitbreiden? Of, op een dag zal de expansieve kracht opraken en zal een omgekeerd compressieproces beginnen, waarvan het eindresultaat hetzelfde oneindig dichte punt zal zijn?
De antwoorden op deze vragen zijn het belangrijkste doel van kosmologen geweest vanaf het allereerste begin van het debat over welk kosmologisch model van het heelal correct is. Met de goedkeuring van de Big Bang-theorie, maar grotendeels dankzij de waarneming van donkere energie in de jaren negentig, kwamen wetenschappers tot overeenstemming over twee meest waarschijnlijke scenario's voor de evolutie van het universum.
Volgens de eerste, de "grote compressie" genaamd, zal het heelal zijn maximale grootte bereiken en beginnen in te storten. Dit scenario is mogelijk als alleen de massadichtheid van het heelal groter wordt dan de kritische dichtheid zelf. Met andere woorden, als de dichtheid van materie een bepaalde waarde bereikt of hoger wordt dan deze waarde (1-3 × 10-26 kg materie per m³), zal het heelal gaan samentrekken.
Een alternatief is een ander scenario, dat stelt dat als de dichtheid in het heelal gelijk is aan of lager is dan de kritische dichtheid, de expansie zal vertragen, maar nooit helemaal zal stoppen. Deze hypothese, die de "thermische dood van het universum" wordt genoemd, zou zich blijven uitbreiden totdat stervorming ophoudt interstellair gas te verbruiken in elk van de omringende melkwegstelsels. Dat wil zeggen, de overdracht van energie en materie van het ene object naar het andere zal volledig stoppen. Alle bestaande sterren zullen in dit geval doorbranden en veranderen in witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten.
Geleidelijk aan zullen zwarte gaten in botsing komen met andere zwarte gaten, wat zal leiden tot de vorming van steeds grotere. De gemiddelde temperatuur van het heelal zal het absolute nulpunt naderen. De zwarte gaten zullen uiteindelijk "verdampen", waardoor hun laatste Hawking-straling vrijkomt. Uiteindelijk zal de thermodynamische entropie in het heelal maximaal worden. Hitte, de dood zal komen.
Moderne waarnemingen, die rekening houden met de aanwezigheid van donkere energie en het effect daarvan op de uitbreiding van de ruimte, brachten wetenschappers ertoe te concluderen dat na verloop van tijd steeds meer ruimte in het universum voorbij onze waarnemingshorizon zal gaan en voor ons onzichtbaar zal worden. Het uiteindelijke en logische resultaat hiervan is nog niet bekend bij wetenschappers, maar "hitte-dood" is misschien wel het eindpunt van dergelijke gebeurtenissen.
Er zijn andere hypothesen met betrekking tot de distributie van donkere energie, of beter gezegd, de mogelijke typen (bijvoorbeeld fantoomenergie). Volgens hen zullen galactische clusters, sterren, planeten, atomen, atoomkernen en materie zelf uit elkaar worden gescheurd als gevolg van de eindeloze expansie ervan. Dit evolutionaire scenario wordt de "grote kloof" genoemd. Volgens dit scenario is de uitbreiding zelf de oorzaak van de dood van het universum.
Geschiedenis van de oerknaltheorie
De vroegste vermelding van de oerknal dateert uit het begin van de 20e eeuw en wordt geassocieerd met waarnemingen van de ruimte. In 1912 voerde de Amerikaanse astronoom Vesto Slipher een reeks waarnemingen uit van spiraalvormige sterrenstelsels (die oorspronkelijk op nevels leken) en mat hun Doppler-roodverschuiving. Waarnemingen hebben in bijna alle gevallen aangetoond dat spiraalstelsels zich van onze Melkweg verwijderen.
In 1922 ontleende de uitmuntende Russische wiskundige en kosmoloog Alexander Fridman de zogenaamde Friedman-vergelijkingen uit Einsteins vergelijkingen voor de algemene relativiteitstheorie. Ondanks Einsteins theorie ten gunste van een kosmologische constante, toonde Friedmanns werk aan dat het universum nogal uitdijt.
In 1924 toonden Edwin Hubble's metingen van de afstand tot de dichtstbijzijnde spiraalnevel aan dat deze systemen in feite andere sterrenstelsels zijn. Tegelijkertijd begon Hubble met het ontwikkelen van een reeks afstandsaftrekkingsmetrieken met behulp van de 2,5-meter Hooker-telescoop van Mount Wilson Observatory. Tegen 1929 had Hubble een verband ontdekt tussen afstand en de teruglopende snelheid van sterrenstelsels, wat later de wet van Hubble werd.
In 1927 kwam de Belgische wiskundige, natuurkundige en katholieke priester Georges Lemaitre onafhankelijk tot dezelfde resultaten als blijkt uit de vergelijkingen van Friedmann, en was hij de eerste die de relatie tussen de afstand en de snelheid van sterrenstelsels formuleerde, waarmee hij de eerste schatting gaf van de coëfficiënt van deze relatie. Lemaitre geloofde dat op een bepaald moment in het verleden de hele massa van het universum geconcentreerd was in één punt (atoom).
Deze ontdekkingen en aannames veroorzaakten veel controverse tussen natuurkundigen in de jaren 20 en 30, van wie de meesten geloofden dat het universum zich in een stationaire staat bevond. Volgens het toen opgestelde model wordt nieuwe materie gecreëerd samen met de oneindige uitdijing van het heelal, gelijkmatig en gelijkmatig in dichtheid verdeeld over de hele lengte. Onder de geleerden die het ondersteunden, leek het idee van de oerknal meer theologisch dan wetenschappelijk. Lemaitre is bekritiseerd vanwege vooringenomenheid op basis van religieuze vooringenomenheid.
Opgemerkt moet worden dat er tegelijkertijd andere theorieën bestonden. Bijvoorbeeld Milne's model van het heelal en het cyclische model. Beiden waren gebaseerd op de postulaten van Einsteins algemene relativiteitstheorie en kregen vervolgens steun van de wetenschapper zelf. Volgens deze modellen bestaat het universum in een eindeloze stroom van herhaalde cycli van expansie en ineenstorting.
Na de Tweede Wereldoorlog ontstond een verhit debat tussen de voorstanders van een stationair model van het universum (dat eigenlijk werd beschreven door astronoom en natuurkundige Fred Hoyle) en de voorstanders van de oerknaltheorie, die snel aan populariteit won onder de wetenschappelijke gemeenschap. Ironisch genoeg was het Hoyle die de term "big bang" bedacht, wat later de naam werd van de nieuwe theorie. Het gebeurde in maart 1949 op de Britse radio BBC.
Uiteindelijk spraken verder wetenschappelijk onderzoek en observaties meer en meer in het voordeel van de oerknaltheorie en zetten ze steeds meer vraagtekens bij het model van een stationair universum. De ontdekking en bevestiging van de CMB in 1965 bevestigde uiteindelijk de Big Bang als de beste theorie van de oorsprong en evolutie van het universum. Vanaf het einde van de jaren zestig tot de jaren negentig hebben astronomen en kosmologen nog meer onderzoek gedaan naar de oerknal en oplossingen gevonden voor veel van de theoretische problemen die deze theorie in de weg staan.
Deze oplossingen omvatten bijvoorbeeld het werk van Stephen Hawking en andere natuurkundigen die hebben bewezen dat de singulariteit de onmiskenbare begintoestand van de algemene relativiteitstheorie en het kosmologische model van de oerknal was. In 1981 ontwikkelde natuurkundige Alan Guth een theorie die de periode van snelle kosmische expansie (inflatoire periode) beschrijft, die veel voorheen onopgeloste theoretische vragen en problemen oploste.
In de jaren negentig was er een toenemende belangstelling voor donkere energie, die werd gezien als de sleutel tot het oplossen van veel onopgeloste problemen in de kosmologie. Naast de wens om een antwoord te vinden op de vraag waarom het universum samen met de donkere moeder zijn massa verliest (de hypothese werd al in 1932 voorgesteld door Jan Oort), was het ook nodig om een verklaring te vinden waarom het universum nog steeds aan het versnellen is.
Verdere vooruitgang in het onderzoek is te danken aan de ontwikkeling van meer geavanceerde telescopen, satellieten en computermodellen die astronomen en kosmologen in staat hebben gesteld verder in het universum te kijken en de ware leeftijd ervan beter te begrijpen. De ontwikkeling van ruimtetelescopen en de opkomst van bijvoorbeeld de Cosmic Background Explorer (of COBE), de Hubble Space Telescope, de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) en het Planck Space Observatory hebben ook een onschatbare bijdrage geleverd aan de studie van het probleem.
Tegenwoordig kunnen kosmologen verschillende parameters en kenmerken van het Big Bang-theoriemodel meten met een vrij hoge nauwkeurigheid, om nog maar te zwijgen van nauwkeurigere berekeningen van de ouderdom van de ruimte om ons heen. Maar het begon allemaal met de gebruikelijke observatie van massieve ruimtevoorwerpen die zich vele lichtjaren van ons vandaan bevinden en langzaam van ons af blijven bewegen. En ook al hebben we geen idee hoe dit allemaal zal aflopen, het zal volgens kosmologische maatstaven niet lang duren om erachter te komen.
