Wat is de Big Bang theorie?

In de fysische kosmologie is de zogeheten 'Big Bang' (in het Nederlands gekend als de 'oerknal') een wetenschappelijke theorie die beschrijft hoe het universum ontstond uit een enorme dichte en hete vorm, ongeveer 13.7 miljard jaar geleden. Deze theorie is gebaseerd op de waarnemingen die onder andere de uitzetting van de ruimte aantonen, en werd ook aangetoond door de Hubble roodverschuiving van verafgelegen sterrenstelsels. Geëxtrapoleerd uit het verleden tonen deze observaties aan dat het universum zich uitzette vanuit een vorm waarin alle materie en energie van het universum omvatte en extreem heet en dicht was. Fysici zijn het er echter niet over eens wat hiervoor gebeurde, alhoewel de algemene relativiteitstheorie een gravitationele bijzonderheid voorspelt.

De term 'Big Bang' refereert naar een punt in de tijd wanneer de geobserveerde uitzetting van het heelal (zie de wet van Hubble) begon, dit is ongeveer 13,7 miljard jaar geleden. In een meer algemene betekenis refereert het naar de kosmologische hypotheses die de oorsprong en expansie van het universum verklaren, net zoals de samenstelling van de fundamentele materie doorheen nucleosynthese zoals voorspeld door de Alpher-Bethe-Gamow theorie. Van dit model uitgaande kon George Gamow in 1948, op zijn minst kwalitatief, het bestaan van de kosmische achtergrondstraling voorspellen. Deze werd dan ook ontdekt in het jaar 1964 waarmee het de Big Bang theorie bevestigde en een serieuze klap toediende aan zijn rivaal, de 'steady-state' theorie waarin het heelal oneindig statisch is.

Geschiedenis van de Big Bang theorie

De Big Bang theorie of oerknaltheorie is ontwikkeld uit observaties van de structuur van het universum en theoretische veronderstellingen. Observationeel was bepaald dat de meeste spiraalnevels zich van de Aarde weg bewogen, maar diegene die observeerden waren niet op de hoogte van de kosmische implicaties, noch dat de veronderstelde nevels eigenlijk sterrenstelsels waren buiten onze eigen melkweg. In 1927 deed de Belgische priester Georges Lemaître een opmerkelijke ontdekking. Hij haalde de Friedmann-Lemaître-Robertson vergelijkingen uit de vergelijkingen van Albert Einsteins algemene relativiteitstheorie en stelde voor dat, op basis van de recessie van een spiraalnevel, het universum begon met een explosie van een "primitieve atoom" wat later de 'oerknal' of 'Big Bang' werd genoemd.

In 1929 zorgde Edwin Hubble voor een obervationele basis voor de theorie van Lemaître. Hij ontdekte dat, gezien vanaf de Aarde, licht van andere sterrenstelsel een roodverschuiving ondergaan in rechtstreekse verhouding met hun afstand van de Aarde. Dit feit staat gekend als de wet van Hubble.Het kosmische principe waarin het universum, wanneer dit bekeken wordt vanaf een grote schaal, geen aangewezen richting of plaats heeft, Hubble's wet stelde voor dat het universum uitzette en dus tegen het scenario van Albert Einsteins statische heelal inging. Dit idee stond open voor twee tegenstrijdige mogelijkheden. De ene was de Big Bang theorie van Lemaître, ontwikkeld door George Gamow en de andere mogelijkheid was de theorie van Fred Hoyle die het statische heelal voorstelde. In die theorie van het statische heelal wordt nieuwe materie aangemaakt wanneer sterrenstelsels zich van elkaar weg bewegen en het universum zelden op het zelfde punt in de tijd begeven. Eigenlijk was het Hoyle die met de naam van Lemaîtres theorie opkwam, die het sarcastisch het 'Big Bang idee' heette tijdens een uitzending op 28 maart 1959 door het BBC third Program. Hoyle herhaalde de term verder in uitzendingen begin 1950 als deel van een serie van vijf lezingen over 'The Nature of Things'. De tekst van elke lectuur werd gepubliceerd in The Listener een week na de uitzending en was de eerste maal dat de term 'Big Bang' afgedrukt werd. Naast de twee populaire modellen die gebruikt werden om Hubble's waarnemingen te verklaren waren er ook andere theorieën. Sommige van deze alternatieven omvatten het Milne model, Richard Tolmans oscillerende universum en Fritz Zwicky's tired light hypothese.

Voor een aantal jaar waren de twee theorieën (Big Bang en statische heelal) evenwichtig verdeeld in hun bekendheid. Het observationele bewijs begon wel steeds meer het idee te ondersteunen dat het heelal ontstond uit een hete dichte vorm. Sinds de ontdekking van kosmische achtergrondstraling in 1964 wordt het aanzien als de beste theorie van het ontstaan en evolutie van het heelal. Alle theoretische werk in kosmologie omvat nu uitbreidingen en verfijningen aan de basis van de Big Bang theorie. Veel van het huidige werk in kosmologie omvat het begrijpen van het ontstaan van sterrenstelsels in de context van de Big Bang, het begrijpen wat er gebeurde bij de Big Bang en het overeenstemmen van de observaties met de basistheorie. Grote voordelen van de Big Bang theorie werden eind de jaren 1990 gemaakt en in het begin van de 21ste eeuw als resultaat van vele verbeteringen in telescooptechnologieën met grote hoeveelheden satellietgegevens zoals COBE, De Hubble Space Telescope en WMAP. Zulke data gaven kosmologen de kans vele eigenschappen van de Big Bang te calculeren en zo meer juistheid te brengen en zo aantonen dat het uitzetten van het heelal steeds sneller en sneller gaat.

De Big Bang tijdlijn

De tijdlijn van de Big Bang omschrijft de reeks gebeurtenissen die zich voordeden en zullen voordoen op basis van de wetenschappelijke theorie van de Big bang. Waarnemingen doen vermoeden dat het universum zoals we het nu kennen ongeveer 13,7 miljard jaar geleden begon. Sindsdien ging het heelal doorheen drie fases. Het vroege begin van het heelal, welke zeer weinig van begrepen wordt, was het moment dat het heelal zo heet was dat deeltjes een energie hadden die hoger was dan dat we kunnen bereiken in de deeltjesversnellers op Aarde. Voordien waren de basiseigenschappen van dit tijdvak uitgewerkt in de Big Bang theorie, de details zijn gebaseerd op onderbouwde gissingen. Na deze periode, het vroege universum, begon evolutie op gang te komen. Dit is wanneer de eerste protonen, elektronen en neutronen zich vormden, dan kernen en uiteindelijk atomen. Met de vorming van neutrale waterstof begon de er kosmische straling uitgestraald te worden. Uiteindelijk begon het tijdvak van structuurvorming, wanneer materie zich begon te vormen in de eerste sterren en quasars en uiteindelijk de sterrenstelsels, clusters van sterrenstelsels en superclusters. Over de toekomst van het universum is vooralsnog weinig gekend.

Computersimulatie van de Big Bang tijdlijn - Foto: NASA/MWAP

Het erg vroege universum

• Het plank tijdvak (10-43 seconden): Indien supersymmetrie correct is hebben de vier fundamentele krachten (elektromagnetisme, zwakke nucleaire kracht, sterke nucleaire kracht en zwaartekracht) op dit tijdstip allemaal gelijke krachten, wellicht waren deze gebundeld in één fundamentele kracht. Er is weinig geweten over dit tijdvak, diverse theorieën met verschillende voorspellingen bestaan hierover. De theorie van Albert Einstein over de algemene relativiteit voorspelt een gravitatiebijzonderheid voor deze tijd, maar onder deze omstandigheden zal de theorie wellicht vervallen door kwantumeffecten. Fysici hopen dat de voorgestelde theorie van kwantumzwaartekracht, zoals de stringtheorie en loop-kwantumzwaartekracht, uiteindelijk zal leiden tot een beter inzicht op dit tijdvak.
• De grote eenmaking (10-33 seconden): Het heelal zet uit en koelt af na het Planck tijdvak, de zwaartekracht begint zich te scheiden van de fundamentele gauge interacties: elektromagnetisme en de sterke en zwakke nucleaire krachten. Fysica op dit gebied wordt meestal omschreven als de grote eenmakingtheorie waarin de gauge groep van het standaardmodel zich in een veel grotere groep bevindt, welke verbroken is om de waargenomen krachten van de natuur te kunnen maken. Uiteindelijk wordt de grote eenmaking verbroken wanneer de sterke nucleaire kracht zich scheid van de elektrozwakke kracht. Dit zou de magnetische monopolen aanmaken.
• Kosmische inflatie: De temperatuur, en bijgevolg de tijd, waarop de kosmische inflatie begon is niet gekend. Tijdens deze inflatie wordt het universum afgeplat en gaat het universum in een homogene en isotropische snel uitdijende fase waarin de zaden van de structuurvorming neergelegd worden in de vorm van een fundamenteel spectrum van bijna onveranderlijke schaalfluctuaties Sommige energiedeeltjes van fotonen worden quarks en hyperons, maar deze deeltjes verdwijnen erg snel.
• Heropwarming: Tijdens de heropwarming stopt de exponentiële expansie die zich voordeed tijdens de inflatie en de potentiële energie van het inflatieveld verkleint in een heet, relativistisch plasma van deeltjes. Indien de grote eenmaking een eigenschap is van ons universum dan moet er een kosmische inflatie zich voordoen of nadat de grote eenmaking symmetrie verbroken is, anders zouden we magnetische monopolen zien in het zichtbare universum. Op dit ogenblik wordt het universum gedomineerd door straling, quarks en neutrinovormen.
• Baryogenesis: Geen enkele fysicus zal kunnen verklaren waarom er zoveel meer baryonen in het universum zijn dan antibaryonen. Om dit te kunnen verklaren moeten de Sakharov condities zich hebben voorgedaan ergens na de inflatie. Er zijn aanwijzingen dat het mogelijk is in de gekende fysica en van studies rond de grote eenmaking maar het volledige beeld hierover is niet gekend.

Het vroege universum

• Het elektrozwakke tijdvak (10-12 seconden): In de breuk van elektrozwakke symmetrie wordt aangenomen dat alle fundamentele deeltjes massa krijgen door het Higgs mechanisme waarin Higgs boson een verwachte vacuümwaarde krijgt. Op dit ogenblik beginnen neutrino's zich los te koppelen en beginnen door de ruimte te reizen. Deze kosmische neutrinoachtergrond, welke nooit in zichtbaar detail kan waargenomen worden, is analoog aan de kosmische achtergrondstraling die veel later werd uitgestraald.
• Het verbreken van de supersymmetrie: Indien supersymmetrie een eigenschap is van ons heelal, dan moet het op een bepaald energieniveau zo laag als 1 TeV verbroken zijn. De massa van deeltjes en hun superpartners zouden dan niet langer gelijk zijn, welke dan zou verklaren waarom er geen superpartners van gekende deeltjes waargenomen zijn.
• Het Hadron tijdvak (10-6tot 10-2 seconden): Het quark-gluon plasma welke het universum bevat koelt af tot hadronen, inclusief baryonen zoals protonen en neutronen, zich vormen.
• Kernsynthese (1 seconde - 3 minuten): Vanaf dit ogenblik is het universum koel genoeg zodat atoomkernen kunnen gevormd worden. Protonen (waterstofionen) en neutronen beginnen zich te combineren in een atoomkern. Aan het einde van de kernsynthese, ongeveer drie minuten na de Big Bang was het universum afgekoeld tot op het punt waar nucleaire fusie stopt. op dit ogenblik zijn er driemaal meer waterstofionen dan helium-4 kernen en slechts kleine spoorhoeveelheden van andere kernen.
• Overheersing van materie (70.000 jaar): Op dit ogenblik is de dichtheid van de niet-relativistische materie (atoomkernen) en relativistische straling (fotonen) gelijk. De Jeans lengte, welke de kleinste structuren bepaalt die zich kunnen vormen (door interactie tussen zwaartekrachtaantrekking en drukeffecten) begint te vallen en verstoort in plaats van uitgewist te worden door stralingsvrije stroming, kan beginnen te groeien in amplitude.
• Recombinatie (380.000 jaar): Waterstof en heliumatomen beginnen zich te vormen en de dichtheid van het universum verlaagt. Tijdens de recombinatie ontstaat er een loskoppeling waardoor de fotonen zich beginnen te evolueren onafhankelijk van de materie. Het belangrijkste is dat dit betekend dat de fotonen die de kosmische achtergrondstraling maken een beeld zijn van het universum tijdens dit tijdsvak.
• De donkere jaren: In dit tijdvak zijn slechts enkele atomen geïoniseerd zodat de enige straling die uitgezonden wordt de 21cm draaiing van de neutrale waterstoflijn is. Een poging wordt nu gedaan om deze zwakke straling te detecteren aangezien het een veel krachtiger iets is dan de kosmische achtergrondstraling voor de studie van het vroege universum.

Structuurvorming

Structuurvorming in het Big Bang model verloopt hiërarchisch met kleinere structuren die zich vormen voor de grotere. De eerste structuren die zich vormen zijn quasars, welke helder zijn, vroege actieve sterrenstelsels en een populatie III sterren. voor dit tijdvak kon de evolutie van het universum goed verstaan worden door een lineaire kosmologische verstoringentheorie: alle structuren zouden verstaan worden als kleine afwijkingen van een perfect homogeen universum. Dit is rekenkundig relatief eenvoudig te bestuderen. Op dit ogenblik beginnen zich de niet-lineaire structuren zich te vormen en het berekeningsprobleem wordt veel moeilijker.

• Herionisatie: De eerste quasars vormen zich uit de zwaartekrachtinstorting. De intense straling die ze uitstraling herioniseert het omliggende universum. Vanaf dit punt omvat het merendeel van het universum plasma.
• Vorming van sterren: De eerste sterren, wellicht van de populatie III sterren, beginnen zich te vormen en start het proces die de lichte elementen, die zich vormden in de Big Bang (waterstof, helium en lithium), in zwaardere elementen omzet.
• Vorming van sterrenstelsels: Grote hoeveelheden van materie storten in elkaar en vormen een sterrenstelsel. Populatie III sterren worden vroeg in dit proces gevormd, met populatie I sterren die later gevormd werden.
• Vorming van groepen, clusters en superclusters: Zwaartekrachtaantrekking trekt sterrenstelsels naar elkaar en vormen groepen, clusters en superclusters.
• Vorming van het zonnestelsel: 8 miljard jaar Eindelijk beginnen objecten op de schaal van ons zonnestelsel zich te vormen. Onze zon is een late generatiester, met veel gruis van vorige generaties van eerdere sterren en heeft zich gevormd zo'n 5 miljard jaar terug of zo'n 8 tot 9 miljard jaar na de Big Bang.
• Vandaag: 13,7 miljard jaar: De huidige gegevens schatten de leeftijd van het heelal op 13,7 miljard jaar oud sinds de Big Bang. Aangezien de uitzetting van het universum lijkt te versnellen zijn superclusters wellicht de grootste structuren die zich ooit kunnen vormen in het heelal. De huidige versnelde uitzetting voorkomt dat om het even welke structuur zich aan de horizon toont en voorkomt dan nieuwe zwaartekrachtgebonden structuren zich vormen.