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.
Zo'n 13.7 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 samengingen om atoomkernen te vormen. Atomen ontstonden toen atoomkernen en vrije elektronen samengingen. Die atomen liggen dan weer aan de basis van de sterren en sterrenstelsels.
Hieronder wordt deze geschiedenis stap na stap uitgewerkt.
|
| Tijdstip | Gebeurtenis | Temperatuur | Dichtheid |
| 10-43 s | Ontkoppeling zwaartekracht Ontstaan van overschot aan materie | 1031 K | 1084 kg/m3 |
| 10-35 s | Ontkoppeling sterke wisselwerking Einde vorming quarks Begin inflatie | 1028K | |
| 10-32 s | Einde inflatie | 1027 K | |
| 10-10 s | Ontkoppeling zwakke wisselw. en elektromagn. Begin vorming hadronen | 1015 K | |
| 10 -4 s | Einde vorming hadronen | 1.1×1013 K | |
| 1s | Ontkoppeling neutrino's | 9×109 K | 108 kg/m3 |
| 6 s | Einde vorming elektronen | 6×109 K | |
| 100 s | Begin kernvorming | 109 K | 40000 kg/m3 |
| 30 minuten | Einde kernvorming | 3×108 K | |
| 300 000 jaar | Begin atoomvorming Ontkoppeling straling | 3000 K | |
| 1 miljard jr. | Vorming van de melkwegstelsels | ||
| 10-15 miljard jr. | Nu | 2.73 K | 5×10-27 kg/m3 |
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 een oernatuurkracht, 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.
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 licht overschot 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.
|
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.
|
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 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 van neutrino-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.
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.
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.
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.
