Big Bang

De Big Bang-theorie danken we in haar oorspronkelijke gedaante aan de Belgische geestelijke en professor Georges Lemaître (1927). Uit de vaststelling dat het heelal uitdijt, stelde hij dat het ooit veel kleiner geweest moet zijn, met een veel hogere dichtheid. Hij stelde dat het heelal bij haar ontstaan een "oeratoom" moet zijn geweest, die ontplofte. De theorie werd later verder verfijnd en aangevuld, ondermeer met de inzichten uit Albert Einsteins algemene relativiteitstheorie, en elementen uit de kwantummechanica en deeltjesfysica. Ze werd ook gesteund door een reeks waarnemingen, zoals de uitdijing van het heelal, de kosmische achtergrondstraling, de samenstelling van het heelal en waarnemingen omtrent de leeftijd van het heelal.

De Big Bang-theorie in een notendop

Zo'n 13.8 miljard jaar geleden ontstond het heelal. In een gigantische explosie verschenen eensklaps tijd, ruimte, massa, straling, krachten en natuurwetten.

In het begin was het heelal ontzettend heet en was de dichtheid ervan enorm. Daardoor was alles heel anders dan wat wij nu kennen: de natuurkrachten waren onherkenbaar, en de verschillende vormen van massa en straling gingen spontaan in mekaar over.

Naarmate het heelal echter groeide en afkoelde, kon dit alles zich organiseren tot wat het nu is: de oernatuurkracht viel uiteen in de gravitatiekracht, de sterke wisselwerking, de zwakke wisselwerking en de elektromagnetische kracht. Uit de oersoep van deeltjes, energie en straling ontstonden de elementaire deeltjes die we nu kennen: quarks, elektronen, fotonen, neutrino's, ... Naarmate het heelal verder afkoelde klitten de quarks samen tot protonen en neutronen, die even later samensmolten om atoomkernen te vormen. Atomen ontstonden toen atoomkernen en vrije elektronen samensmolten. Die atomen liggen dan weer aan de basis van de sterren en sterrenstelsels.

Misvattingen omtrent de Big Bang theorie

Wanneer we ons de Big Bang proberen voor te stellen, speelt één ding ons vaak parten: tijd en ruimte zijn samen met de Big Bang gevormd. Let dus op het volgende:

De Big Bang vond niet plaats als een ontploffing op een gegeven punt in de ruimte. Het kan beter worden voorgesteld als het "gelijktijdig" ontstaan van ruimte en tijd overal in het heelal. Er is geen "centrum van uitdijing", geen plaats van waaruit het heelal expandeert. Alle punten in het heelal verwijderen zich gewoon van mekaar. Elk punt in het heelal kan beschouwd worden als "centrum van uitdijing".Per definitie omvat het heelal alle ruimte en tijd die we kennen(de volledige 4-dimensionale tijd-ruimte), en het Big Bang-model doet daarom geen enkele uitspraak over wat er "buiten", "voor" of "na" het heelal is (voor zover deze uitspraken zin hebben, aangezien ruimte en tijd samen met het heelal ontstaan en verdwijnen). De Big Bang zegt dus niets over de eventuele dimensies "waarin" ons heelal zou expanderen, of over het bestaan van tijd buiten de periode tussen Big Bang en een eventuele Big Crunch. In alle geval is het heelal volledig "afgesloten" van deze eventuele "buitenwereld": we kunnen er geen informatie over inwinnen, en hij kan geen invloed hebben op het heelal.Het valt buiten het bestek van de Big Bang-theorie te speculeren wat aan de basis ligt van de Big Bang. De Big Bang-theorie doet in haar huidige vormen slechts uitspraken over het heelal vanaf 10-43 seconden na het ontstaan ervan. De huidige fysica is totaal niet in staat uitspraken te doen over de natuurwetten die hiervoor heersten.

De Big Bang, stap na stap ...

Tijdstip  Gebeurtenis Temperatuur Dichtheid
10^-43 s Ontkoppeling zwaartekracht
Ontstaan van overschot aan materie
10^31 K 10^84 kg/m3
10^-35 s Ontkoppeling sterke wisselwerking
Einde vorming quarks
Begin inflatie
10^28 K  
10^-32 s Einde inflatie 10^27 K  
10^-10 s Ontkoppeling zwakke wisselwerking en elektromagnetisme
Begin vorming hadronen
10^15 K  
10^-4 s Einde vorming hadronen 1.1×10^13 K  
1 s Ontkoppeling neutrino's 9×10^9 K 10^8 kg/m3
6 s Einde vorming elektronen 6×10^9 K  
100 s Begin kernvorming 10^9 K 40000 kg/m3
30 m Einde kernvorming 3×10^8 K  
300 000 j Begin atoomvorming
Ontkoppeling straling
3000 K  
1 miljard j Vorming van de melkwegstelsels    
10-15 miljard j Nu 2.73 K 5×10^-27 kg/m3

    
0s tot 10-43s: beginfase van de Big Bang

Ruimte en tijd ontstaan, en in een ontzaglijk hete en dichte "oersoep" ook alle bouwstenen die het heelal nu bevat. Onder welke vorm die bouwstenen aanwezig zijn, kan de huidige fysica niet zeggen. De natuurwetten en -krachten die we nu kennen, bestaan ook nog niet. Ongetwijfeld gelden wel degelijk oernatuurwetten rond eenoernatuurkracht, en heeft de oersoep een bepaalde samenstelling, maar met de huidige stand van de wetenschap kunnen we hier niets over zeggen.

Het prille heelal is al in volle expansie, en koelt hierbij af. De komende stappen kunnen telkens gebeuren omdat het heelal ondertussen al voldoende is afgekoeld om de beschreven fenomenen toe te laten.

10-43s tot 10-35s: het GUT-tijdperk

Men vermoedt dat een eerste natuurkracht die we kennen, de zwaartekracht, na 10-43s ontstaat uit de dan heersende oernatuurkracht. De andere natuurkrachten (elektromagnetische, zwakke wisselwerking en sterke wisselwerking) zijn nog verenigd in een enkele superkracht. Wat de eigenschappen van die superkracht zijn, hoopt men te kunnen onderzoeken in het kader van de Great Unified Theory (GUT), een natuurkundige theorie die het verband tussen deze krachten wil onderzoeken.

In het heelal zijn ondertussen de bouwstenen van de materie en antimaterie (quarks en leptonen) en straling aanwezig, maar ze gaan continu in mekaar over. Tijdens deze periode ontstaat wellicht een lichtoverschot aan materie tegenover antimaterie, in de orde van ��n miljardste deel. Deze veronderstelling is nodig om te verklaren dat er nu materie aanwezig is in het heelal, en niet enkel straling. Er is echter nog geen fysisch proces gekend dat materie boven antimaterie verkiest, en dus aan de basis van dit verschijnsel zou kunnen liggen.

Elementaire deeltjes

De theorie van de elementaire deeltjes beschrijft de bouwstenen van de materie en straling in het heelal. We geven een bondig overzicht van welke deze bouwstenen zijn:

Quarks: in theorie bestaan er 6 soorten quarks, en 6 soorten antiquarks. De ons omringende materie is echter slechts samengesteld uit 2 soorten quarks ("up" en "down"). Deze quarks klitten in verschillende configuraties samen om hadronen te vormen. De meest voorkomende hadronen zijn protonen en neutronen, die samen atoomkernen kunnen vormen.

Leptonen: ook hier hebben we 6 soorten leptonen, en 6 soorten anti-leptonen. Weer komen slechts twee soorten veelvuldig voor: het elektron, en het neutrino. Elektronen vormen samen met atoomkernen de atomen, en zorgen tevens voor de chemische binding in moleculen, en voor elektriciteit. Neutrino's zijn quasi massaloze deeltjes die in grote hoeveelheden aanwezig zijn, maar slechts uiterst zelden interageren met materie. Ze zijn daardoor bijna niet waar te nemen.Bosonen: dit zijn de dragers van natuurkrachten, en er bestaat er eentje per natuurkracht. De meest gekende is het foton, dat voor elektromagnetische krachten instaat, en zich bijvoorbeeld manifesteert als licht.

Materie en antimaterie, annihilatie en paarvorming

Van de quarks en leptonen bestaat telkens een anti-deeltje. Dit is een deeltje dat in alle opzichten gelijk is, behalve dat een reeks fysische grootheden (met name lading en quantumgetallen) voor het anti-deeltje tegengesteld zijn. Zo is bijvoorbeeld het positron, het anti-deeltje van het elektron, gelijkaardig aan het elektron, maar met een positieve elektrische lading in plaats van een negatieve.
Als een deeltje haar anti-deeltje tegenkomt, verdwijnen ze beiden volledig, en worden ze volledig omgezet in energie. Die energie gaat verder door het leven onder de vorm van twee fotonen, zeg maar een lichtflits. Dit proces noemen we annihilatie.
Anderzijds kan het voorkomen dat twee botsende fotonen zich omzetten in een deeltje en haar antideeltje: een elektron en positron, of een quark en antiquark, bijvoorbeeld. Dit proces heet paarvorming.

10-35s tot 10-32s: het inflatie-tijdperk

Na 10-35s gebeurt een gelijkaardig fenomeen: de temperatuur van het heelal bedraagt 1028 K, en de sterke wisselwerking (een korte afstandskracht die bijvoorbeeld protonen samenhoudt) maakt zich los uit bovengenoemde superkracht, met de eigenschappen die we nu kennen.

Vanaf nu kunnen er geen nieuwe quark-antiquark paren meer onstaan. Verdwijnen gaat wel: als een quark een antiquark tegenkomt, annihileren ze tot een foton.

Men veronderstelt momenteel dat er zich rond deze periode een drastische verandering voordoet: inflatie. In een luttele 10-32s zou het heelal vergroten met een factor 1025 à 1050! Deze merkwaardige stap in de evolutie van het heelal is nodig om de waargenomen vlakheid en homogeniteit van het heelal te verklaren. Inflatie maakt dat het heelal veel groter wordt dan het waarneembare heelal (zie kaderstuk). Delen van het heelal die tot dan toe in contact en evenwicht waren, worden voor eeuwig van mekaar gescheiden.

De aanleiding voor inflatie wordt gezocht in een "fase-overgang" die het heelal ondergaan zou hebben ten gevolge van de ontkoppeling van de sterke wisselwerking.

Het waarneembare heelal

Opdat we iets in ons heelal zouden kunnen waarnemen, moeten we er elektromagnetische straling, zeg maar licht, van kunnen ontvangen. Het licht heeft echter een eindige snelheid: een kleine 300 000 km/s. Om een object dat op 1 000 Het lichtjaar (9.5×1015km) staat te zien, moeten we dus 1 000 jaar wachten op het licht. Als we vandaag naar dat object kijken, zien we het dus zoals het 1 000 jaar geleden was. Als we ver in het heelal kijken, kijken we dus ook in het verleden.

Het heelal is 13.8 miljard jaar oud. Licht kan dus nooit langer dan 13.8 miljard jaar onderweg zijn, en we kunnen dus ook nooit verder kijken dan 13.8 miljard lichtjaar. De bol met een straal van 13.8 miljard lichtjaar rond onze aarde, noemen we het waarneembare heelal. Dat is voor ons "het heelal", maar het echte heelal is veel groter dan dat. Iemand in een ver verwijderd melkwegstelsel heeft trouwens een ietwat verschillend "waarneembaar heelal".

Als we miljarden lichtjaar ver kijken, zien we objecten zoals ze er slechts enkele miljarden jaar na de Big Bang uitzagen. Op die manier kunnen we dus rechtstreeks waarnemen hoe het heelal er vroeger uitzag!

De grens van het waarneembare heelal noemen we de waarnemingshorizon. De kosmische achtergrondstraling is rechtstreeks afkomstig van de waarnemingshorizon, en is dus een rechtstreekse waarneming van een schil uit het heelal van 300 000 jaar oud!

10-10s tot 10-4s: het hadronen-tijdperk

Na 10-10s is het koel genoeg voor de zwakke wisselwerking (de kracht verantwoordelijk voor radioactief verval) en de elektromagnetische kracht (die elektriciteit, magnetisme en elektromagnetische straling -zoals licht- beheerst) om zich te ontkoppelen, en vanaf dan gelden de natuurwetten zoals wij ze nu kennen. Vanaf dit punt is de Big Bang geen speculatie meer, maar wetenschap.

De quarks hebben niet meer voldoende energie om onafhankelijk door het leven te gaan, en beginnen samen te klitten. Hierbij ontstaan hadronen (een verzamelnaam voor protonen, antiprotonen, neutronen, antineutronen, ...).

10-4s tot 6s: het leptonen-tijdperk

10-4s na de Big Bang worden geen nieuwe hadronen meer gevormd, en van de bestaande hadronen gaat het grootste deel op in straling, doordat ze botsen met hun antideeltje. Een grote hoeveelheid fotonen wordt het heelal ingestuurd. Op het einde van dit proces blijven hoofdzakelijk nog protonen en neutronen over, materie dus, en dit dankzij het materie-overschot opgebouwd in het GUT-tijdperk. Elektronen en positronen kunnen voorlopig nog wel vlot blijven ontstaan uit paarvorming, en uiteraard annihileren als ze mekaar tegenkomen.

Vanaf zowat 1 seconde na de Big Bang interageren neutrino's nog maar amper met de materie in het heelal, en ze gaan dus een onafhankelijk leven leiden. Dit is het moment vanneutrino-ontkoppeling. Mochten we instrumenten hebben om de neutrino-achtergrondstraling waar te nemen, dan zouden we dus rechtstreeks informatie inwinnen over het heelal wanneer het 1 seconde oud was!

Kort hierna is het heelal ook al te koel om paarvorming toe te laten voor elektronen en positronen: er treedt nu enkel nog annihilatie op, wat het heelal vult met nog maar eens een lading fotonen. De positronen verdwijnen, en enkel elektronen blijven achter, eens te meer dankzij het materie-overschot.

Door de grote hoeveelheid annihilaties, bevat het heelal slechts 1 hadron per 1.7 miljard fotonen.

100s tot 30 minuten: vorming van atoomkernen

Als protonen en neutronen tot nog toe wilden samenklitten, werden ze niet veel later weer uit elkaar gedreven door een hoog-energetisch foton. 100s na de Big Bang worden deze laatsten echter zeldzaam, en proton-neutron paren (deuterium-kernen) die ontstaan kunnen blijven bestaan.

Hoewel er oorspronkelijk zowat evenveel protonen als neutronen zijn aangemaakt, is het aantal neutronen ondertussen sterk gedaald door het radioactief verval, dat een neutron spontaan doet ontaarden in een proton, een elektron en een neutrino. Uiteindelijk zal hierdoor niet elk proton een neutron vinden om mee te binden, en zullen veel protonen alleen achterblijven. Alleenstaande protonen zijn waterstof-kernen.

Uit het samenklitten van protonen en deuterium-kernen ontstaan verder nog andere lichte atoomkernen: helium-3, helium-4, tritium, lithium, ...

Na 30 minuten wordt de verhouding tussen deze elementen in het heelal voorgoed vastgevroren, doordat het heelal teveel is afgekoeld om het samenklitten van kernen toe te laten. Uiteindelijk zit 75% van de massa zit in waterstofkernen, 24% in heliumkernen, terwijl de andere soorten kernen slechts 1% van de massa vertegenwoordigen.

30 minuten tot 300 000 jaar: vorming van atomen, ontkoppeling van straling en materie

Gedurende 300 000 jaar blijft het heelal een soep van atoomkernen, elektronen en fotonen, die continu met mekaar botsen en energie uitwisselen. Hierdoor is het heelal ondoorzichting: een foton kan niet vooruit gaan zonder om de haverklap te botsen, en hierdoor van haar baan af te wijken, of zelfs te worden geabsorbeerd. Atomen zijn ook geen lang leven beschoren: als een elektron zich aan een kern bindt, wordt het even later gegarandeerd losgeslagen door een voorbijkomend foton.

Na 300 000 jaar is de temperatuur gezakt tot om en bij de 3000 K, en fotonen hebben vanaf nu niet meer voldoende energie om elektronen los te slaan van atoomkernen: de eerste atomen kunnen ontstaan, en blijven bestaan.

De kosmische achtergrondstraling, zoals waargenomen door de COBE-satelliet, kwam op dit moment vrij.

Een gevolg hiervan is dat fotonen nu ook niet meer voortdurend worden geabsorbeerd, waardoor ze lange tijd rechtdoor kunnen reizen. Het heelal wordt transparant, straling en materie zijn ontkoppeld. De fotonen die we nu waarnemen als de kosmische achtergrondstraling, zijn de fotonen die op dit ogenblik vrijkwamen.

300 000 tot 1 miljard jaar: vorming van sterren en sterrenstelsels

Men vermoedt dat de kleine fluctuaties, die zichtbaar zijn in de kosmische achtergrondstraling, wijzen op dichtheidsverschillen in het prille heelal. Eens de fotonendruk op de materie na 300 000 jaar verdween, kon gravitatie deze onregelmatigheden versterken, en de massa in het heelal doen samenklonteren tot kleinere, compactere gaswolken. Na 1 miljard jaar zijn hieruit de eerste sterrenstelsels ontstaan.

Verwante links

Timeline of the Universe: Een overzicht van de evolutie van het heelal, en het onstaan van het heelal, sterren, planeten en leven.Cosmos in a computer: Een erg uitgebreide site met o.a. het detail van wat er tijdens de Big Bang allemaal gebeurde.Microwave Anisotropy Project: De site van een NASA-project omtrent de achtergrondstraling, met een duidelijk overzicht van de kosmologie.

 

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!