De oerknaltheorie

De Oerknaltheorie

Gegevens: Gemaakt op zondag 08 juni 2025 23:00; Laatst bijgewerkt op woensdag 10 september 2025 22:18; Gepubliceerd op zondag 08 juni 2025 23:09; Hits: 568

De oerknaltheorie

De oerknaltheorie.

De oerknaltheorie veronderstelt dat het waarneembare universum, met zijn sterren, planeten, wij mensen en met ons vele andere wezens, 13,8 miljard geleden ontstond na een extreem kort moment, uit een extreem heet en extreem klein, snel expanderend punt. Dit extreem korte moment,kleine en superhete punt wordt beschreven door de
Er bestonden bij dit beginpunt van het universum nog geen atomen en ook geen elementaire deeltjes. Wat er wél was: een extreme hoeveelheid energie, samengeperst in een onvoorstelbaar klein volume. Die energie wordt in de natuurkunde Planck-energie genoemd. Dit is de hoogst denkbare energie-eenheid, ongeveer 10¹⁹ GeV (een miljard keer miljard keer miljard elektronvolt). Het is de oervorm van energie waaruit later de eerste deeltjes, atomen en uiteindelijk sterren en planeten zijn voortgekomen.
We moeten ons een punt voorstellen dat 10²⁰ kleiner was dan het proton van een atoom. Let wel dit punt is niet nul. maar wel zo klein dat atomen, protonen, neutronen, elektronenen ook quarks en neutrino's nog niet konden bestaan.

Aan de wieg van de oerknaltheorie stonden astrofyscici zoals George Lemaître, Albert Einstein, Edwin Hubble, Alan Guth en Stephen Hawking.

De dag zonder gisteren zei een Belgische astronoom en priester, in 1931. Dit omdat met de kennis van toen en nu er geen toetsbare uitspraken gedaan kunnen worden over de periode voor de oerknal.
We moeten hierbij beseffen dat het bij het begin van expansie niet ging om een knal, want toen universum begon te expanderen was er nog niets dat geluid kon voortbrengen.

Nauwkeurige metingen van de door ruimtemissies zoals en vooral ondersteunen de hypothese dat het waarneembare universum begon als een heet, dicht en snel expanderend gebied, ongeveer 10⁻³⁶ seconden na het veronderstelde beginpunt van ruimte en tijd.

Wat er gebeurde in het tijdsinterval tussen 0 en 10⁻⁴³ seconden (de zogeheten is onbekend. In deze ondoorgrondelijke fase ontstonden vermoedelijk ruimte, tijd en zwaartekracht zelf. Omdat er geen toetsbare theorie bestaat die beschrijft wat zich daarvóór zou hebben afgespeeld – en omdat tijd mogelijk pas daarna betekenis krijgt – kan de wetenschap geen uitspraken doen over een oorzaak of een voorgeschiedenis van het universum.

Op het moment rond 10⁻³⁶ seconden had de ruimte van het waarneembare universum een geschatte grootte van ongeveer 10⁻¹⁰ meter – dat is veel kleiner dan een waterstofatoom, vergelijkbaar met de afmeting van een

De temperatuur lag toen rond de 10²⁷ kelvin ofwel bijna 1 oktiljard graden Celsius. Een temperatuur die onze verbeelding te boven gaat, waarbij geen elementaire deeltjes konden bestaan – alleen pure energie, mogelijk gedragen door die verantwoordelijk waren voor de kosmische inflatie.

Vanaf dit moment begon het heelal zich razendsnel te ontwikkelen. In deze fase vonden een aantal cruciale gebeurtenissen plaats:

De vier fundamentele natuurkrachten gingen zich van elkaar onderscheiden:

· Zwaartekracht

· Sterke kernkracht

· Zwakke kerkracht

· elektromagnetische kracht

Elementaire deeltjes begonnen zich te vormen, waaronder:

· quarks

· leptonen (zoals elektronen en neutrino’s)

· krachtendragende bosonen (zoals gluonen, fotonen en W- en Z-bosonen)

· mogelijk ook het massaverschaffende Higgsboson

In diezelfde fractie van een seconde vond een spectaculaire gebeurtenis plaats: de kosmische inflatie. Het universum onderging een exponentiële groei, waarbij het volume in een onvoorstelbaar korte tijd toenam. Het expandeerde sneller dan de lichtsnelheid (wat mogelijk is omdat het niet om beweging dóór ruimte gaat, maar om de uitbreiding ván ruimte zelf).

Volgens gangbare schattingen groeide het universum in die fase van ongeveer het formaat van een proton (~10⁻¹⁵ meter) tot iets ter grootte van een knikker (~1 centimeter), of mogelijk zelfs een voetbal. Deze enorme uitbreiding duurde maar een minuscuul ogenblik: van ongeveer 10⁻³⁶ tot 10⁻³² seconden.

· Deze fase van inflatie wordt ondersteund door theorieën zoals die van Alan Guth (1981), en verklaren o.a. waarom het heelal zo is. homogeen en vlak (2001–2010)

· De exacte "grootte" van het universum is moeilijk te definiëren — het gaat hier om de waarneembare regio, niet het volledige heelal (dat mogelijk oneindig is).

Een heel kleine ietsepietsie van een seconde verder, nog steeds in diezelfde seconde begonnen quarks zich te combineren tot hadronen (zoals protonen en neutronen). Ook worden Elektronen, Fotonen (zeer overvloedig aanwezig als straling) neutrino’s en gluonen, die quarks binnen hadronen binden, gevormd.

Wat gebeurde 1 Seconde na de oerknal?

Na ~1 seconde maken de neutrino’s zich los en bewegen vrij door het universum van dat moment: een gloeiende soep is van elementaire deeltjes. Protonen, neutronen, elektronen en fotonen zijn de dominante deeltjes.

Tijd: 3 seconden – 10 minuten

Primaire gebeurtenissen:

· Het heelal koelt verder af tot ~1 miljard K.

· Quarks zijn volledig samengevoegd tot protonen en neutronen.

· Neutrino’s hebben zich losgemaakt en bewegen sindsdien vrij (kosmische neutrino-achtergrond, nog niet direct gemeten).

· Nucleosynthese vindt plaats:
Protonen en neutronen vormen de eerste atoomkernen van waterstof (H), helium (He) en een beetje lithium (Li).
→ Dit heet Big Bang Nucleosynthese.

10 minuten – 50.000 jaar

Het heelal blijft uitdijen en afkoelen.
De temperatuur is nog te hoog voor elektronen om zich te binden aan kernen → Er zijn dus nog geen atomen, enkel een plasma van kernen, elektronen en fotonen.

Gedurende dit tijdvak is straling (fotonen) dominant over materie qua energie-inhoud van het heelal. Dit heet de stralingsgedomineerde fase.

~50.000 jaar

Overgang van stralingsdominantie naar materiedominantie

De uitzettende ruimte zorgt dat de energiedichtheid van fotonen sneller daalt dan die van materie.
Vanaf nu gaat donkere materie en baryonische materie (protonen, neutronen) domineren.
Structuurvorming kan voorzichtig beginnen.

~380.000 jaar

Recombinatie en het ontstaan van de kosmische achtergrondstraling

Temperatuur is gedaald tot ~3000 K (~2727 °C)
Elektronen binden zich aan protonen → waterstofatomen ontstaan
Het heelal wordt transparant voor fotonen: licht kan zich vrij bewegen.
De fotonen die toen vrijkwamen, zijn nu nog waarneembaar als de kosmische achtergrondstraling (CMB), met een huidige temperatuur van 2,725 K.

Samenvattend:

Tijd na oerknal	Gebeurtenis
~3 sec – 10 min	Nucleosynthese: H, He, Li ontstaan
10 min – 50.000 jaar	Plasmafase, fotonen dominant
~50.000 jaar	Materie wordt dominant → begin van zwaartekrachtsstructuren
~380.000 jaar	Recombinatie → atomen vormen, heelal wordt doorzichtig

Na ~380.000 jaar Recombinatie:

Elektronen worden gevangen door atoomkernen → neutrale atomen ontstaan → fotonen bewegen vrij → kosmische achtergrondstraling.

Het universum na 380.000 jaar:

In een statisch universum (zonder uitdijing) zou de straal van het universum of ruimte

Licht × tijd = afstand
⇒ 380.000 jaar × lichtsnelheid = 380.000 lichtjaar

Maar in ons universum zet ruimte zélf uit – en dat verandert alles. De diameter van het waarneembare universum was na 380.000 jaar daarom ongeveer 82 miljoen Lichtjaren.

· Tijdens de eerste 380.000 jaar was het heelal aan het uitdijen.

· Licht dat toen vanaf het begin van uitzending vanaf ongeveer een voetbalgrootte werd uitgezonden, “rekte vanwege de gelijktijdige uitdijing van de ruimte is onderweg uit".

· Dat betekent: het licht dat we nu ontvangen van die tijd, komt uit een gebied dat veel verder weg ligt dan 380.000 lichtjaar.

De reden is dus:

Terwijl het licht naar ons toe reist, groeit de ruimte ertussen mee → daardoor legt het licht een grotere afstand af dan je zou verwachten op basis van tijd × snelheid.

Voordat de oerknaltheorie tot stand kwam, namen astronomen en natuurkundigen , waaronder ook Einstein aan, dat het universum onveranderlijk is en dat die toestand er altijd al was geweest. Deze veronderstelling heet het ‘Steady State model’.

Hoe kwam de oerknal theorie tot stand?

De vier pijlers van de oerknaltheorie

- De expansie van het universum,
- De evolutie van de sterren en melkwegstelsels,
- De kosmische microgolf achtergrondstraling
- De vorming van de

De expansie van het universum,

Overtuigd van een onveranderlijk universum, kon Einstein ondanks dat uit de veldvergelijkingen van zijn (1915) volgt dat het heelal dynamisch moet zijn: het kan uitdijen of inkrimpen, dit aanvankelijk niet aanvaarden.
Andere astronomen en natuurkundigen hadden hier minder moeite mee.
Willem de Sitter (1917) vond een oplossing van de veldvergelijkingen waarin géén materie aanwezig is maar wel een kosmologische constante. In zo’n heelal bewegen sterrenstelsels uit elkaar alsof de ruimte zelf uitdijt. Daarmee leverde hij een van de eerste theoretische aanwijzingen voor kosmische expansie.
Alexander Friedmann (1922–1924) onderzocht de vergelijkingen van Einsten zonder de vooronderstelling van een onveranderlijk universum. Hij leidde de Friedmann-vergelijkingen af, waaruit volgde dat de schaal van het heelal moet veranderen: het heelal dijt uit of krimpt, afhankelijk van materiedichtheid, druk en kosmologische constante.
Georges Lemaître (1927) bevestigde Friedmanns resultaten en koppelde ze aan de die Vesto Slipher(1912-1917), een Amerikaans astronoom, had gemeten bij spiraalnevels, en stelde dat dit bewijs was voor een uitdijend universum.

Lemaître concludeerde bovendien dat het heelal in het verleden veel kleiner moet zijn geweest, heel klein, kleiner dan een atoom en introduceerde het idee van het “oeratoom”, de voorloper van wat later de oerknaltheorie zou worden.
Later werden de berekeningen van Lemaître bevestigd door observaties van Edwin Hubble(1929) die via zijn -voor die tijd- zeer geavanceerde telescoop vaststelde, dat de spiraalnevels die Slipher had gemeten in werkelijkheid andere galaxiën zijn zich met steeds grotere snelheid van de Aarde en de Melweg af bewegen. Volgens Hubble niet door de inflatie van het universum maar door een toenemende snelheid in een voor de rest onveranderlijk universum.
Lemaître(1927 had het met zijn berekening echter bij het rechte eind. De verwijdering van deze galaxiën moet op het conto van de inflatie van het universum geschreven worden.

Fred Hoyle komt de eer toe van de benaming "oerknal.“. In een interview 28 maart 1949, voor de BBC radio, betitelde hij de theorie van Lemaître, ironisch als "Big bang". De als ironisch bedoelde term “bigbang bang” is hierna een geuzenterm geworden voor het ontstaan van het universum.In het Nederlands en Duits vertaald als ”oerknal” of “Urknall”. Vóór Lemaître CS gingen astronomen er van uit dat het universum altijd en onveranderlijk bestaan had.

Een verklaring voor de expansie
Het inflatonveld is momenteel de standaardverklaring voor kosmische inflatie.
Het is een hypothetisch (vergelijkbaar met het Higgsveld) dat in een hoge-energie toestand zat vlak na de oerknal.
Dit veld veroorzaakte de negatieve druk die de ruimte exponentieel deed uitdijen.
Toen het inflaton naar een lagere energie “rolde”, eindigde inflatie en werd de energie omgezet in materie en straling (reheating).

De evolutie van de sterren en melkwegstelsels

Een van de belangrijkste inzichten van de oerknaltheorie is dat sterren, melkwegstelsels en zelfs atomen niet altijd hebben bestaan. Zij zijn stap voor stap ontstaan in de loop van de kosmische geschiedenis.

Hoe weten we dat? Door te meten hoe snel het heelal uitdijt en wat de temperatuur van de kosmische achtergrondstraling nu is, kunnen natuurkundigen terugrekenen naar het verre verleden. Tot bij de zogenaamde het allerkleinste volume gekoppeld aan de allerheetste toestand en de allerkleinste fractie van een seconde. Zo komen we uit bij een extreem compacte en hete begintoestand, veel kleiner dan een proton en veel heter dan de heetste ster. De Belgische priester en kosmoloog Georges Lemaître noemde dit ooit het oeratoom. Tegenwoordig spreken we liever van een oerbegin: een toestand waar de natuurwetten zoals wij die kennen nog niet los van elkaar bestonden.

In die oerfase konden de vier natuurkrachten (zwaartekracht, elektromagnetisme, sterke en zwakke kernkracht) nog niet afzonderlijk werken. Het universum bestond uit pure energie en een soep van elementaire deeltjes: quarks, elektronen, neutrino’s en fotonen. Na een superkleine fractie van een seconde was het heelal al iets afgekoeld, waardoor de sterke kernkracht zijn werk kon doen. Door de extreme dichtheid van de soep kon de sterke kernkracht al wel zijn werk doen door Quarks aan elkaar te laten klonteren en zo protonen en neutronen te vormen. De zwaartekracht bestond wel, maar speelde toen nog nauwelijks een rol. Het heelal was onvoorstelbaar heet en dicht — nóg extremer dan de omstandigheden in een zwart gat, maar toch niet hetzelfde, omdat er nog geen buitenwereld was die er in zou kunnen storten.
Toch bleef het heelal veel te heet voor stabiele atomen.
Pas na ongeveer 380.000 jaar koelde het universum zover af dat protonen en elektronen zich konden verenigen tot de lichtste en eenvoudigste atomen: waterstof(75%). Ook helium(25%) ontstond in deze periode. Vanaf dat moment kon licht(fotonen) zich vrij door de ruimte bewegen. Dat oeroude licht — de kosmische microgolf achtergrondstraling — meten we vandaag nog steeds. Voor de ontwikkeling van zwaardere elementen was de tijdspanne van 380.000 jaar veel te kort.

Uit de waterstof- en heliumwolken vormden zich, honderden miljoenen jaren later, de eerste sterren. Door zwaartekracht zakten gaswolken langzaam in elkaar, en in hun hete kernen werden nieuwe, zwaardere elementen gesmeed. Wanneer deze eerste sterren weer ontploften, verspreidden zij die elementen door de ruimte. Zo konden volgende generaties sterren en uiteindelijk ook melkwegstelsels ontstaan.
Ons huidige heelal, vol sterrenstelsels en planeten, is dus het resultaat van een evolutionair proces dat begon met een oerhete soep van deeltjes en zich stap voor stap ontwikkelde tot de kosmos die wij vandaag zien.

Wanneer een zware ster al zijn waterstof en helium heeft verbruikt en de fusie bij ijzer stopt, valt de energieproductie stil. De kern kan dan de enorme zwaartekracht niet langer tegenhouden. De ster stort door zijn eigen massa in elkaar. Daarbij ontstaan gigantische schokgolven die door de ster heen terugkaatsen en de buitenlagen de ruimte in slingeren. Zo’n ontploffing heet een supernova. In die extreme omstandigheden worden ook elementen zwaarder dan ijzer gevormd, zoals goud en uranium.

Wanneer een ster uit elkaar vliegt verspreidt hij een licht dat miljoenen keren sterker is dan onze zon. De elementen helium, zuurstof, koolstof, ijzer en alle andere elementen die de ster gevormd heeft worden, het universum in geslingerd met snelheden van 20000 km per seconde. In het firmament ziet dat er uit als een nieuw fenomeen dat zo'n helder licht uitstraalt dat het korte tijd sterker is dan al het licht in onze Melkweg. Deze fenomenen supernova’s geheten drukken hun vracht elementen in het interstellaire medium.

Daarna koelt het gas van deze explosie af. Uit de gaswolken ontstaan weer nieuwe sterren. En zo blijft een kringloop van materie in de hele Melkweg.
Dat sterren de elementen die ontstaan zijn in hun binnenste teruggeven aan de kosmos, kunnen wij tegenwoordig observeren en bewijzen. Aan het licht van supernova’s kunnen wij zien welke elementen van deze ster naar buiten geperst worden . Ook kunnen wij voor ons zonnestelsel met betrekking tot het leven op aarde achterhalen hoe er naast gasplaneten ook rotsachtige planeten en uiteindelijk leven konden ontstaan. De aarde bestaat uit ijzer, nikkel, koolstof, silicium aluminium fosfor en, en…

Ons zonnestelsel is ontstaan kort na het exploderen van een ster, een supernova. De drukgolven die deze supernova veroorzaakte hebben zware elementen meegebracht en de gasnevel waaruit ons zonnestelsel ontstaan is, samengeperst en daardoor als een soort kraamvrouw bewerkstelligd, dat ons zonnestelsel en miljarden jaren later het leven geboren werd. Dat weten wij door de meteorieten. Een blik op onze Melkweg, leert ons dat dit elke honderd jaar gebeurt.

De kosmische microgolf achtergrondstraling

De hypothese van de oerknal veronderstelt een zeer heet begin van het universum. De eerste 380.000 jaar was het universum een hete soep van elementaire deeltjes: ionen( waterstof- en heliumprotonen zonder elektronen en vrije elektronen, mogelijk quarks en neutrino's) die constant met fotonen (lichtdeeltjes) botsten. Deze botsingen zorgden voor verstrooining van het licht vergelijkbaar met een dichte mist die ook het licht verstrooit en verhindert er doorheen te komen

Toen het universum voldoende was afgekoeld, konden elektronen zich binden aan protonen en waterstofatomen vormen. Vanaf dat moment konden fotonen ongehinderd door de ruimte bewegen. Dát moment noemen we het ontkoppelingsmoment of het tijdstip van recombinatie. Het licht dat toen vrijkwam, verspreidde zich door het uitdijende universum.

Het belang van de kosmische microgolf achtergrondstraling voor de oerknaltheorie
De oerknaltheorie stelt dat het universum begon als een extreem hete, dichte toestand die sindsdien is uitgedijd en afgekoeld. Als dit waar is, dan zou er een moment moeten zijn waarop het jonge universum veranderde van ondoorzichtig naar doorzichtig – en het licht van dat moment zou nog steeds te detecteren moeten zijn.

De ontdekking van de kosmische microgolf achtergrondstraling bevestigde precies dát: het bestaan van een warm, jong universum dat zich in de loop van de tijd heeft ontwikkeld. Het Steady State-model) voorspelde het bestaan van deze straling niet.

In 1964 voorspelden Robert Dicke en Jim Peebles, met theoretische berekeningen waarin ze voorspelden dat als de oerknaltheorie klopte, er een achtergrond van overgebleven straling waarneembaar moest zijn. als een soort fossiel overblijfsel van de enorme hete straling die vrijkwam toen de fotonen zich over het hele universum verspreidden

ontdekking van de kosmische achtergrondstraling
In 1965 deden twee Amerikaanse wetenschappers, Arno Penzias en Robert Wilson, een ontdekking die hen de Nobelprijs zou opleveren. Ze werkten aan een gevoelige antenne voor radiocommunicatie toen ze een mysterieuze ruis opvingen die uit alle richtingen leek te komen. Deze ruis was geen storing van de apparatuur, noch afkomstig van de aarde of de Melkweg. Het was constante, "isotrope", dat wil zeggen in alle richtingen vrijwel gelijk. De straling heeft een temperatuur van ongeveer 3 kelvin (d.w.z. -270 °C), wat precies overeenkwam met wat Robert Dicke en Jim Peebles op basis van de oerknal voorspelden.

De eigenschappen van de kosmische microgolf achtergrondstraling
Dat de kosmische microgolf achtergrondstraling inmiddels afgejoeld is, zeer uniform in alle richtingen, met kleine fluctuaties. is gebleken uit nauwkeurige metingen (door onder andere de satellieten COBE, WMAP en Planck). Er zijn hele kleine temperatuurverschillen, op de orde van 1 op 100.000. Deze minuscule fluctuaties vertegenwoordigen de zaden van latere structuren in het universum: de plekken waar door zwaartekracht gas samenklonterde tot sterrenstelsels.

Er is sprake van een erfecte blackbody-straling. De verdeling van energie in de kosmische achtergrondstraling volgt exact het spectrum van een zogenoemde zwarte straler (blackbody spectrum) met een temperatuur van 2,725 K. Dit betekent dat het licht afkomstig is van een object (het vroege universum) dat in thermisch evenwicht verkeerde – precies wat de oerknaltheorie voorspelt.

Er is sprake van Isotropie en homogeniteit. De straling is isotroop: ze komt uit alle richtingen met vrijwel gelijke intensiteit. Dat ondersteunt het idee van een homogeen en isotroop universum in zijn vroege stadium – een cruciale aanname in de kosmologie, bekend als het kosmologisch principe.

Wat vertelt de achtergrondstraling ons over het universum?
De kosmische microgolf achtergrondstraling is als een momentopname van het universum toen het nog heel jong was. Het stelt wetenschappers in staat om extreem nauwkeurige metingen te doen van allerlei fundamentele eigenschappen van het universum:

1. De leeftijd van het universum
Door de achtergrondstraling te bestuderen, kunnen wetenschappers terugrekenen wanneer het licht werd uitgezonden. In combinatie met de snelheid waarmee het universum expandeert, leidt dit tot de schatting dat het universum ongeveer 13,8 miljard jaar oud is.

2. De samenstelling van het universum
De patronen in de temperatuurfluctuaties geven informatie over de verdeling van gewone materie, donkere materie, en donkere energie. Uit deze analyses blijkt dat het universum bestaat uit ongeveer:

5% gewone materie
27% donkere materie
68% donkere energie

3. De vorm van het universum
Door het bestuderen van hoeken tussen temperatuurfluctuaties in de kosmische microgolf achtergrondstraling, kunnen wetenschappers afleiden of het universum een kromming heeft (positief, negatief of vlak). De resultaten wijzen erop dat het universum op kosmische schaal vlak is – wat consistent is met inflatiemodellen binnen de oerknaltheorie.

Waarom is de CMB(Cosmic Microwave Backgound Radiation) kosmologisch bewijs?
De kosmische achtergrondstraling (Cosmic Microwave Backgound Radiation) is een directe waarneming van het vroege universum zelf. Terwijl andere bewijzen indirect zijn (zoals de roodverschuiving of de verhouding van lichte elementen), is de CMB daadwerkelijk straling die we nú ontvangen uit een heel specifieke tijdsperiode vlak na de oerknal.

De vorming van de lichte elementen

Ondersteunend voor de oerknaltheorie, is de waarneming dat de procentuele verhouding tussen de lichte elementen: waterstof, helium en deuterium in het huidige universum precies de verhoudingen hebben, die wanneer wij met de natuurwetten zoals we ze kennen (kernfysica, expansie van het heelal, temperatuurontwikkeling) uitrekenen, in welke verhouding deze kernen in de eerste 3 minuten van het universum gevormd kunnen worden. Deze fase van de vorming van het universum wordt de nucleosynthese genoemd.

Even in herinnering; het universum was in de eerste fractie van een seconde van de oerknal ontzettend heet en compact. De temperatuur lag boven de 10 miljard graden Celsius.
Er was een soort soep van quarks, elektronen, neutrino's, fotonen, enzovoort. Een nog te hete toestand voor kernfusie. Na weer een fractie van een seconde begonnen quarks door de nabijheid en sterke kernkracht zich te vormen tot protonen en neutronen.
Na ongeveer 1 seconde: begon Het universum snel af te koelen. De temperatuur zakte tot onder de 10 miljard graden. Daardoor konden sommige neutronen en protonen samenklonteren tot deuterium (zwaar waterstof). Maar dit was nog steeds een fragiel proces.
Na ongeveer 3 minuten: Nu was het universum voldoende afgekoeld zodat de vorming van lichte kernen echt kon beginnen. Neutronen en protonen vormden samen:

Deuterium (1 proton + 1 neutron)
Helium-3 (2 protonen + 1 neutron)
Helium-4 (2 protonen + 2 neutronen)
Een beetje lithium-7 (3 protonen + 4 neutronen)

Na ongeveer 20 minuten:was het universum alweer te koud en te ijl om verdere kernfusie toe te laten. De nucleosynthese kwam tot stilstand. Wat overbleef, was een vroeg universum met waterstof, helium Lithium en Deuterium in de door de theorieën en de wiskundige modellen die de Big Bang nucleosynthese beschrijvende voorspelde verhoudingen

Waterstof (gewone): ~75% van de massa
Helium-4: ~25% van de massa
Deuterium: een paar honderdsten van een procent
Helium-3 en lithium-7: nog kleinere hoeveelheden

Als we kijken naar de samenstelling van oude sterren, verre gaswolken en het intergalactische medium – dan zien we precies deze verhoudingen terug. Dit is meer dan toeval.

Hoe worden verhoudingen van lichte elementen ten opzichte van andere elementen in het huidige universum gemeten?
Astronomen gebruiken verschillende methoden om de samenstelling van het universum te bepalen:

Spectroscopie: Door het licht van sterren of gaswolken te analyseren, kunnen we bepalen welke elementen daarin aanwezig zijn. Elk element laat een unieke "vingerafdruk" achter in het spectrum van het licht.
Oude sterren: In de oudste sterren in ons melkwegstelsel (zogenaamde Populatie II-sterren) vinden we een samenstelling die dicht ligt bij die van het vroege universum.
Kosmische achtergrondstraling (CMB): Metingen van deze straling, bijvoorbeeld door de WMAP- en Planck-satellieten, geven indirect ook informatie over de hoeveelheid baryonen (gewone materie) in het vroege universum, wat helpt de hoeveelheden van lichte elementen te bevestigen.

Wat vertelt dit ons nog meer?

De vorming van de lichte elementen wijst er niet alleen op dat er een oerknal was, maar ook hoe snel het universum uitdijde in die eerste minuten, hoeveel materie er was, en hoe de natuurkrachten werkten.

Conclusie

De oerknaltheorie een theorie die gebaseerd is op concrete waarnemingen en wiskundige modellen. Een bewijs is het bestaan van specifieke hoeveelheden van de lichte elementen in het universum. De manier waarop deze elementen zijn gevormd in de eerste minuten na de oerknal, en het feit dat die verhoudingen vandaag nog terug te zien, zijn maakt de vorming van lichte elementen tot een van de belangrijkste pijlers waarop de oerknaltheorie rust.

Literatuur:
Ade, P. A. R., Aghanim, N., Armitage-Caplan, C., Arroja, F., Ashdown, M., Aumont, J., ... & Planck Collaboration. (2014). Planck 2013 results. XVI. Cosmological parametersAstronomy & Astrophysics, 571

Aghanim, N., Akrami, Y., Ashdown, M., Aumont, J., Baccigalupi, C., Banday, A. J., Planck Collaboration. (2020). Planck 2018 results. VI. Cosmological parametersAstronomy & Astrophysics, 641

Guth, A. H. (1981). Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems, Physical Review, 347–356.
Hertog, Thomas. Het ontstaan van de tijd. Amsterdam, Spectrum 2023.
Hinshaw, G., Larson, D., Komatsu, E., Spergel, D. N., Bennett, C. L., Dunkley, J., ... & Wright, E. L. (2013). Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: Cosmological parameter results. The Astrophysical Journal Supplement Series, 208
Lemaître, G. (1931). The beginning of the world from the point of view of quantum theory. Nature, 706.
Review: The Discovery of the Expansion of the Universe. Faculty of Technology, Art and Design, Oslo Metropolitan University, PO Box 4 St. Olavs Plass, NO-0130 Oslo, Norway; Dit e-mailadres wordt beveiligd tegen spambots. JavaScript dient ingeschakeld te zijn om het te bekijken.; Tel.: +047-90-94-64-60, 03-12-2018.
Smoot, G. F., Bennett, C. L., Kogut, A., Wright, E. L., Aymon, J., Boggess, N. W., ... & Wilkinson, D. T. (1992). Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps. The Astrophysical Journal Letters, 396

Galaxieën zijn sterrenstelsels van mijarden sterren. Stel je dat eens voor miljarden zonnenstelsels. Zonnenstelsels zoals het onze met planeten zoals Mercurius, Venus, onze Aarde, Mars enzovoort.
Wij weten niet of in die miljarden zonnenstelsels, omstandigheden voor leven aanwezig zijn. Astronomen pogen dat wel te achterhalen. Wij weten wel dat er zonnenstelsels zijn met meerdere zonnen. Wat een fantastisch uitzicht zou dat zijn.
Sterrenstelsels zoals onze melkweg, kunnen wel een doorsnee hebben van 100.000 lichtjaar.
Er bestaan in het universum vele mijarden sterrenstelsels. Deze hebben nummers gekregen. De astronoom Hubble was degene die ontdekte dat er buiten de melkweg meerdere sterrenstelsels bestonden. De Andromeda nevel bleek zo’n sterrenselsel te zijn.
De naam galaxie komt uit het oud Grieks en betekent "spoor van melk". Dit vanwege het witte uiterlijk aan de nachtelijke hemel.
Galaxieën zijn er in meerdere vormen zoals ellips- of spiraalnevel.

Leven kenmerkt zich door:
- Groei
- Voortplantng
- Eigenschappen gaan over op nageslacht
- Het reageren op prikkels
- Het vermogen zich aan te passen aan veranderingen
- Het vermogen een evenwicht te handhaven in zichzelf en met omgeving
Iets wat deze kenmerken heeft, noemen wij een organisme.

De Planck-lengte is ongeveer 10⁻³⁵ meter. Dat is de kleinst denkbare lengte die nog betekenisvol is. Kleiner dan dat kun je niet meten of beschrijven. De Planck-tijd is ongeveer 10⁻⁴⁴ seconden. Dat is de kortst denkbare tijdsduur. De Planck-temperatuur bedraagt zo’n 10³² Kelvin. Daarboven of beneden bestaat ons begrijpen van massa, energie en temperatuur niet meer.

George Lemaître
George Lemaître, een Jezuïet en professor in de astrofysica aan de Universiteit van Leuven (1894–1966), was een van de eersten die de toen gangbare opvatting verwierp dat het universum eeuwig en onveranderlijk was. Hij wist dat de Amerikaanse astronoom Edwin P. Hubble in 1923 had aangetoond dat er buiten onze Melkweg talloze andere sterrenstelsels bestaan. Hubble was erin geslaagd de afstand tot de Andromedanevel te berekenen, wat aantoonde dat deze geen onderdeel was van de Melkweg, maar een apart sterrenstelsel.
Lemaître kende ook de resultaten van metingen van roodverschuiving die tussen 1912 en 1914 waren verricht door de astronoom Vesto Slipher. Daaruit bleek dat de spiraalnevels – die Hubble in 1923 als sterrenstelsels had geïdentificeerd – zich, op enkele uitzonderingen na, steeds sneller van ons én van elkaar verwijderen.
Lemaître kende de algemene relativiteitstheorie van Einstein waarin gesteld wordt dat dat massa en energie de ruimte en de tijd kunnen beïnvloeden en paste deze theorie toe op het hele universum. op grond daarvan kwam hij tot de conclusie dat de ruimte expandeert.
Op basis van deze gegevens trok Lemaître in 1927 een ingenieuze conclusie: "Als het universum vandaag uitdijt, dan moet het in het verleden kleiner zijn geweest. Piepklein." In 1931 stelde hij dat het heelal ontstaan moet zijn uit een uiterst compacte en dichte massa – kleiner dan een atoom – waaruit de volledige kosmos is voortgekomen.

Wat is de kosmische achtergrondstraling (CMB: Cosmic-Microwave-Background-Radiation)?
De kosmische achtergrondstraling is de reststraling van het vroege universum, afkomstig van ongeveer 380.000 jaar na de oerknal. In die tijd was het universum nog heet en dicht, gevuld met geladen deeltjes (ionen en elektronen) die voortdurend fotonen verstrooiden. Licht kon zich toen niet vrij voortbewegen – vergelijkbaar met hoe mist het zicht belemmert.
Toen het universum afkoelde tot 3000 K, konden elektronen zich binden aan protonen en stabiele atomen vormen (voornamelijk waterstof). Hierdoor konden fotonen ongehinderd verder reizen. Dit proces noemen we recombinatie, en het moment waarop het licht ofwel de elektromagnetische straling ‘vrij’ kwam, heet ontkoppeling(recombinatie).
De fotonen van dat moment zijn door de uitdijing van het universum afgekoeld tot microgolfstraling van enkele graden Kelvin en vormen nu de kosmische achtergrondstraling – een soort “fossiel licht” dat nog steeds uit alle richtingen komt.

COBE: Cosmic Background Explorer gelanceerd 1989
Actief: 1989–1993 Aan boord waren:
Een Differential Microwave Radiometer (DMR)
Een Far-InfraRed Absolute Spectrophotometer (FIRAS)
En
Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE)
Belangrijkste prestaties:
Bevestigde het bestaan van de CMB-ontdekt dat het spectrum van de achtergrondstraling precies overeenkomt met het voorspelde spectrum, met een temperatuur van een zwarte straler van 2,725 +/- 0,002 K. → bewijs voor een heet, dicht begin (de oerknal).
Vond de eerste kleine temperatuurfluctuaties aan de hand 'kosmische microgolf-achtergrondstraling'hiermee werd een kaart berekend van de periode dat het universum 380.000 jaar jong was. De temperatuurfluctuaties(blauw-rood) corresponderen met de veronderstelde dichtheidsfluctuaties in materie en energie toen.

De WMAP sateliet
Dit is een afbeeldingvan de WMAP-satelliet (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), die tussen 2001 en 2010 de kosmische achtergrondstraling in kaart bracht.
WMAP bepaalde de leeftijd van het universumzeer nauwkeurig: 13,77 miljard jaar (met een foutenmarge van ±0,04 miljard jaar).
WMAP gaf voor het eerst exacte percentages van wat het heelal bevat:Donkere energie 68% die zorgt voor de versnellende uitdijing van het universum, Donkere onzichtbare materie 27% die zwaartekracht uitoefent en gewone materie (atomen) 5% Alles wat we kennen: sterren, planeten, mensen.
WMAP toonde aan dat het universum vlak is, met een afwijking van minder dan 1%. Dit betekent dat licht in rechte lijnen reist en dat het heelal zich eindeloos kan blijven uitbreiden.
WMAP bracht de kleine temperatuurfluctuaties in het vroege heelal haarscherp in kaart.
WMAP leverde sterke indirecte steun voor het idee dat het heelal vlak na de oerknal extreem snel uitdijde (inflatie).

Planck Observatory
De Planck Observatory was een (sub)millimeter- en radiotelescoop die op 14 mei 2009 in een baan om het tweede Lagrangepunt van het Aarde-Zon systeem gebracht werd werd.
Het doel van Planck Observatory was het meten van anisotropieën(de temperatuur van de kosmische microgolfstralingdie niet overal hetzelfde is). in de kosmische microgolf achtergrondstraling. Dit is de warmtestraling die kort na het ontstaan van het heelal met de oerknal is uitgezonden en nu pas, meer dan 13,7 miljard jaar later, onze regio van het heelal bereikt. De temperatuur van de achtergrondstraling is in die tijd gedaald tot 2,725 ± 0,001 kelvin.
Deze satelliet is vernoemd naar de Duitse natuurkundige Max Planck.
Omdat de satelliet door het opraken van de koeling niet langer in staat is te observeren is hij in augustus 2013 in een parkeerbaan gebracht, en op 23 oktober 2013 is het laatste commando naar Planck gestuurd om de satelliet uit te zetten.

Max Planck (1858-1947), een Duits natuurkundige introduceerde in 1899 een systeem van “natuurlijke eenheden” dat gebaseerd is op universele constanten die door experimenten bevestigd waren zoals: de lichtsnelheid "C", de zwaartekracht "G" en de gereduceerde Planckconstante (ℏ). Deze natuurlijke eenheden werden bekend als de Plancklengte en de Plancktijd. Wat is de Plancktijd? De Plancktijd is de tijd die het licht nodig heeft om één Plancklengte af te leggen in een vacuüm: Dat is een niet voor te stellen kwantumfractie van een seconde. De Plancktijd is daaree de kortste tijdseenheid waarin de natuurkunde kan spreken over gebeurtenissen.
Waarde:
t_P ≈ 5,39 × 10⁻⁴⁴ seconden
Dat is een onvoorstelbaar korte tijd.

Fysieke betekenis
De Plancktijd markeert het vroegste moment na de oerknal waarover onze huidige natuurkundige theorieën een uitspraak kunnen doen. Voor tijden korter dan de Plancktijd (t < t_P) verwachten natuurkundigen dat ruimte, tijd en zwaartekracht niet meer beschreven kunnen worden zoals we nu gewend zijn.
De Plancktijd volgt uit het combineren van fundamentele natuurconstanten:
>

t_P – de Plancktijd, de kortst denkbare betekenisvolle tijdsduur in de natuurkunde

ℏ – de gereduceerde Planckconstante (h / 2π), uit de kwantummechanica

G – de zwaartekrachtsconstante, afkomstig uit de algemene relativiteitstheorie

c – de lichtsnelheid in vacuüm (ongeveer 299.792.458 meter per seconde)

Via deze constanten krijg je:
t_P = √(ℏG / c⁵)
Waarom zeggen we: "we kunnen niet onder de Plancktijd kijken"?
Omdat onze huidige theorieën over zwaartekracht en de lichtsnelheid daar falen:

De algemene relativiteitstheorie beschrijft zwaartekracht op grote schaal, maar niet op kwantumschaal.

De kwantummechanica beschrijft het gedrag van de kleinste deeltjes, maar zonder zwaartekracht.

Op de schaal van de Plancktijd zouden beide theorieën moeten samengaan, maar we hebben nog geen sluitende theorie van kwantumzwaartekracht.

Is de Plancktijd een natuurkundige grens of een wiskundige afspraak?
Je kunt stellen dat de Plancktijd vooral een conceptuele grens is — een soort stilzwijgende overeenkomst tussen natuurkundigen en wiskundigen. Niet omdat het niet mág, maar omdat het niet zinvol is om daaronder te rekenen zolang we geen betere theorie hebben.
Of anders gezegd:
"De Plancktijd is de grens waar wiskunde en fysica elkaar de hand schudden en zeggen: tot hier en niet verder – tot we meer weten."

Wat als we toch onder de Plancktijd willen kijken?
Dan hebben we een nieuwe theorie nodig. Kandidaat-theorieën voor kwantumzwaartekracht zijn onder andere:

Snaartheorie

Loop quantum gravity

Causal set theory

Maar geen daarvan is experimenteel bevestigd.

Samenvatting
De Plancktijd is:

de kleinste tijdseenheid met betekenis binnen onze huidige natuurkunde

een grens waarbuiten onze modellen hun voorspellende kracht verliezen

een product van wiskundige afleiding met natuurconstanten

geen absolute grens in de werkelijkheid, maar een grens van begrip

Het proton
Het proton is een positief geladen materiedeeltje dat in elke atoomkern voorkomt. Het werd in 1911 ontdekt door Ernest Rutherford.
Samen met neutronen (die geen lading hebben) vormt het de atoomkern, behalve bij waterstof-1, dat alleen uit een proton bestaat.
De deeltjes in de kern worden bijeengehouden door de sterke kernkracht, die veel krachtiger is dan de afstoting tussen de positief geladen protonen.
Het aantal protonen bepaalt het atoomnummer en dus het element in het periodiek systeem (bijv. koolstof: 6, zuurstof: 8, uranium: 92).
In de kern van sterren fuseren protonen onder hoge druk tot helium (2p + 2n). Hierbij wordt soms een proton via de zwakke kernkracht in een neutron omgezet.
Een proton bestaat uit 2 up-quarks en 1 down-quark, bijeengehouden door gluonen, de dragers van de sterke kernkracht.
Rondom de kern bewegen negatief geladen elektronen. Volgens de kwantummechanica vallen ze niet op de kern, maar bevinden zich in stabiele toestanden met onzekere positie.

Een quantumveld is een verondersteld "onzichtbaar veld" dat zich door de hele ruimte uitstrekt. Elk fundamenteel deeltje komt voort uit een bijbehorend veld (bijvoorbeeld: het elektron komt voort uit het elektronveld, een fotonveld komt voort uit een fotonveld en de extreem snelle expansie van het universum komt voort uit een inflatonveld).
Verondersteld wordt dat in het vroegste stadium van het universum nog geen atomen, deeltjes zoals fotonen bestonden. alleen energie, zonder structuur. In het vroegste stadium van het universum gaat men er van uit dat er nog geen massa bestond, alleen energie.
Deze energie in het jonge universum zat opgeslagen in een quantumveld.

Het universum is vlak(isotroop). Dat wil zeggen dat de ruimtetijd over het hele universum zo vlak is als een oneindig groot vel papier, en kan worden beschreven door de Euclidische meetkunde. Dit betekent dat rechte lijnen recht blijven. Parallelle lijnen zullen niet uit elkaar gaan lopen of elkaar ontmoeten. Plaatselijk bij grote massa's zoals sterren, is de ruimtetijd wel gekromd en daardoor verantwoordelijk voor de zwaartekracht. Op de schaal van het universum, worden deze krommingen opgeheven Het universum is homogeen. Dat betekent dat het universum er overal hetzelfde uitziet en dezelfde gemiddelde dichtheid van materie heeft.

Samen vormen isotropie en homogeniteit de basis van het zogenaamde kosmologische principe.
De ruimtetijd vertoont geen kromming. (vlak) en is homogeen.

Lichte elementen
In de chemie en natuurkunde worden atomen opgebouwd uit protonen, neutronen en elektronen. Het aantal protonen in de kern bepaalt welk element het is. Waterstof, het lichtste element, heeft één proton. Helium, het tweede lichtste, heeft twee protonen. Daarna komt lithium (drie protonen) en sporenelementen zoals deuterium (zwaar waterstof) en helium-3 Dit zijn de zogenaamde lichte elementen
Deze elementen komen op grote schaal voor in het universum, zelfs in de oudste en meest primitieve sterren en gaswolken.

De Algemene Relativiteitstheorie van Albert Einstein(1915) stelt dat materie en energie de ruimte én de tijd doen krommen. De kromming van de tijd is doorgaans sterker dan die van de ruimte. Dit levert een nieuwe verklaring voor de zwaartekracht: planeten draaien om sterren omdat ze de kromming van de ruimtetijd volgen die door de materie van de ster worden vervormd. Einstein vat dit samen onder de noemer ruimtetijd.
Uit de vergelijkingen van de algemene relativiteitstheorie volgt dat het heelal dynamisch moet zijn: het kan uitdijen of inkrimpen. Toen Einstein zijn theorie opstelde, geloofde hij echter dat het heelal onveranderlijk en eeuwig was: ""steady state" theorie. In die tijd was men overtuigd dat het universum statisch was, omdat men geen grootschalige bewegingen van de sterren had waargenomen. Men sprak over de vaste sterren aan de hemel, en dit was een uitdrukking van de opvatting dat we op kosmische schaal in een onveranderlijk universum leven. Om dat te behouden voegde Einstein een extra term toe aan zijn veldvergelijkingen: de kosmologische constante (Λ).
Daarmee kon hij de zwaartekracht precies in evenwicht brengen, zodat er een statisch heelal ontstond. Later noemde hij dat zijn “grootste blunder”, omdat dit statische model instabiel bleek.

Roodverschuiving:
Astronomen meten roodverschuiving door sterren of zonlicht te laten vallen op een driehoekig geslepen glas of prisma en de kleurenreeks waaruit het licht uiteenvalt te meten in dit geval de intensiteit van rood.
De spectraallijnen van het licht die op aarde worden ontvangen van de andere sterrenstelsels, zijn ten opzichte van het lichtspectrum van de zon verschoven naar het rode eind van het spectrum De golflengte van deze spectraallijnen is langer geworden. Voor elk sterrenstelsel heeft deze verschuiving een andere waarde. Verreweg de meeste sterrenstelsels vertonen een roodverschuiving, een enkele ander vertoont een blauwverschuiving.
Het object met de grootste gemeten kosmologische roodverschuiving was in 2016 het stelsel GN-z11, met z = 11,1. Daarmee heeft het een afstand van 13,4 miljard lichtjaar.
De astronomische term roodverschuiving verwijst naar het verschijnsel waarbij het licht van een object in het heelal naar de rode kant van het spectrum verschuift. Dit betekent dat de golflengte van het licht toeneemt (de frequentie wordt lager), wat erop wijst dat het object zich van ons af beweegt.
Roodverschuiving helpt wetenschappers bepalen hoe snel objecten zich van ons verwijderen, wat informatie oplevert over de structuur, evolutie en uitbreiding van het heelal.

Een scalar is een grootheid die alleen een waarde heeft zonder richting. Bijvoorbeeld: (25 °C), (70 kg),(1 Joule).
Een scalar veld is een veld dat op elk punt in de ruimte een enkele waarde heeft. Bijvoorbeeld: Temperatuurverdeling in een kamer of een nflatonveld: elke plek in het vroege heelal heeft een bepaalde waarde van het inflaton.
Een scalar veld is belangrijk voor inflatie omdat het energie en druk leveren die homogeen en isotroop zijn (hetzelfde overal), wat perfect past bij het idee van een gelijkmatig uitdijend heelal.

De Planck-lengte is ongeveer 10⁻³⁵ meter. Dat is de kleinst denkbare lengte die nog betekenisvol is. Kleiner dan dat kun je niet meten of beschrijven. De Planck-tijd is ongeveer 10⁻⁴⁴ seconden. Dat is de kortst denkbare tijdsduur. De Planck-temperatuur bedraagt zo’n 10³² Kelvin. Daarboven of beneden bestaat ons begrijpen van massa, energie en temperatuur niet meer.