Wikisage is op 1 na de grootste internet-encyclopedie in het Nederlands. Iedereen kan de hier verzamelde kennis gratis gebruiken, zonder storende advertenties. De Koninklijke Bibliotheek van Nederland heeft Wikisage in 2018 aangemerkt als digitaal erfgoed.
- Wilt u meehelpen om Wikisage te laten groeien? Maak dan een account aan. U bent van harte welkom. Zie: Portaal:Gebruikers.
- Bent u blij met Wikisage, of wilt u juist meer? Dan stellen we een bescheiden donatie om de kosten te bestrijden zeer op prijs. Zie: Portaal:Donaties.
Oerknal: verschil tussen versies
Geen bewerkingssamenvatting |
Geen bewerkingssamenvatting |
||
| (15 tussenliggende versies door 2 gebruikers niet weergegeven) | |||
| Regel 1: | Regel 1: | ||
De '''Oerknal''' (engels: Big Bang) theorie is het heersende kosmologische model dat het bestaan van het waarneembare heelal verklaart uit de vroegst bekende perioden door de daaropvolgende grootschalige evolutie.<ref> | De '''Oerknal''' (engels: Big Bang) theorie is het heersende kosmologische model dat het bestaan van het waarneembare heelal verklaart uit de vroegst bekende perioden door de daaropvolgende grootschalige evolutie. <ref>https://www.scientificamerican.com/article/the-evolution-of-the-universe/</ref> | ||
Alexander Friedmann vond in 1922 een oplossing van de Einsteinvergelijkingen voor een model van het universum waarin materie niet geconcentreerd is in sterren maar als gas gelijkmatig verdeeld is. De oplossing is singulier: het universum begint met | Alexander Friedmann vond in 1922 een oplossing van de Einsteinvergelijkingen voor een model van het universum waarin materie niet geconcentreerd is in sterren maar als gas gelijkmatig verdeeld is. De oplossing is singulier: het universum begint met oneindige massadichtheid, zie [[Algemene relativiteitstheorie]]. Belangrijk deel van de theorie is de wet van Hubble – hoe verder een sterrenstelsel is, hoe sneller het zich van de aarde verwijdert. Door deze kosmische uitdijing terug in de tijd te extrapoleren met behulp van de bekende natuurkunde wetten, beschrijft de theorie een steeds meer geconcentreerde kosmos voorafgegaan door een singulariteit waarin ruimte en tijd betekenis verliezen (meestal ’de oerknal-singulariteit’ genoemd).<ref>https://books.google.pt/books?id=fp9wrkMYHvMC&pg=PA211&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false</ref> Gedetailleerde metingen van de expansiesnelheid van het [[universum]] plaatsen de oerknal-singulariteit op ongeveer 13,8 miljard jaar geleden, wat dus wordt beschouwd als de leeftijd van het universum.<ref>https://www.mpg.de/7044245/Planck_cmb_universe |title=Planck onthult een bijna perfect universum | datum=21 maart 2013 | publisher=Max-Planck-Gesellschaft | access-date=2020-11-17 </ref> | ||
Georges Lemaître merkte op in 1927, 5 jaar na Friedmann, dat een uitdijend heelal terug in de tijd kan worden getraceerd naar een enkel punt dat hij het | Abbé [[Georges Lemaître]] merkte op in 1927, 5 jaar na Friedmann, dat een uitdijend heelal terug in de tijd kan worden getraceerd naar een enkel punt dat hij het ’oeratoom’ noemde. Edwin Hubble observeerde in 1923 sterrenstels buiten de melkweg, en bevestigde door analyse van helderheid en roodverschuivingen in 1929 dat deze uit elkaar drijven; dit is belangrijk bewijs voor een uitdijend heelal. Decennia lang was de wetenschappelijke gemeenschap verdeeld tussen aanhangers van de oerknal en het rivaliserende stationaire model die beide verklaringen boden voor de waargenomen uitdijing, maar het stationaire model bepaalde een eeuwig universum in tegenstelling tot de eindige leeftijd van de oerknal. In 1964 werd de CMB ontdekt, de kosmische microgolfachtergrond die veel kosmologen ervan overtuigde dat het stationaire model was weerlegd<ref>https://books.google.pt/books?id=5G3wdV1IPE4C&pg=PR17&redir_esc=y</ref> aangezien, in tegenstelling tot het stationaire model, de hete oerknal een uniforme achtergrondstraling door het hele universum voorspelde, veroorzaakt door de hoge temperaturen en dichtheden in het verre verleden. Een breed scala aan empirisch bewijs pleit sterk in het voordeel van de oerknal, die nu universeel wordt aanvaard. | ||
Het | Het Oerknalmodel beschrijft hoe het universum uitdijde vanuit die begintoestand van hoge energiedichtheid en temperatuur<ref>https://www.sciencechannel.com/tv-shows/how-the-universe-works/full-episodes/first-second </ref> en biedt een uitgebreide verklaring voor een breed scala aan waargenomen verschijnselen, waaronder de overvloed aan lichte elementen, de CMB en de grootschalige structuur. | ||
Na zijn aanvankelijke expansie, een gebeurtenis die op zichzelf vaak | Na zijn aanvankelijke expansie, een gebeurtenis die op zichzelf vaak ’de oerknal’ wordt genoemd, koelde het universum voldoende af om de vorming van subatomaire deeltjes en later atomen mogelijk te maken. Gigantische wolken van deze oerelementen – meestal [[waterstof]], met wat helium en lithium – vloeiden later samen door [[zwaartekracht]] en vormden vroege sterren en sterrenstelsels, waarvan de afstammelingen vandaag de dag zichtbaar zijn. Naast deze oorspronkelijke bouwmaterialen observeren astronomen de zwaartekrachtseffecten van een onbekende donkere materie die sterrenstelsels omringt. Het grootste deel van het zwaartekrachtpotentiaal in het universum lijkt in deze vorm te zijn, en de oerknaltheorie en verschillende waarnemingen geven aan dat dit overmatige zwaartekrachtpotentieel niet wordt gecreëerd door baryonische materie, zoals normale atomen. Metingen van de roodverschuivingen van supernovae geven aan dat de uitdijing van het heelal versnelt, een waarneming die wordt toegeschreven aan het bestaan van donkere energie.<ref>https://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.75.559</ref> | ||
=== Inflatie en baryogenese === | === Inflatie en baryogenese === | ||
Over de vroegste fasen van de oerknal wordt veel gespeculeerd, aangezien er geen astronomische gegevens over beschikbaar zijn. In de meest gangbare modellen was het heelal homogeen en isotroop gevuld met een zeer hoge energiedichtheid en enorme temperaturen en druk, en dijde het zeer snel uit en koelde het af. In 10<sup>−43</sup> seconde, het Planck-tijdperk, is de tijdschaal zo klein dat quantummechanisch, volgens de onzekerheidsrelatie van Heisenberg, de energie onbepaald is. Het was een fase waarin de vier fundamentele krachten – de elektromagnetische kracht, de sterke kernkracht, de zwakke kernkracht en de [[zwaartekracht]] waren verenigd als één. In deze fase was de karakteristieke schaallengte van het heelal de Plancklengte, 1.6×10<sup>−35</sup> m, en was bijgevolg de temperatuur ongeveer 10<sup >32</sup> graden Celsius. Zelfs het concept van een deeltje valt onder deze omstandigheden uiteen. Een goed begrip van deze periode wacht op de ontwikkeling van een theorie van kwantumzwaartekracht.<ref> Grondslagen van de moderne kosmologie, Jan F. Hawley, Katherine A. Holcomb,7 juli 2005, OUP Oxford, isbn=9780198530961, pagina=355, https://www.google.com/books/edition/Foundations_of_Modern_Cosmology/s5MUDAAAQBAJ?hl=nl&gbpv=1&pg=PA355&printsec=frontcover</ref><ref>https://astro.ucla.edu/~wright/BBhistory.html</ref> Het Planck-tijdperk werd opgevolgd door het grootse eenwordingstijdperk beginnend bij 10<sup>−43</sup> seconden, waar de zwaartekracht zich scheidde van de andere krachten toen de temperatuur van het universum daalde. | |||
Op ongeveer 10<sup>−37</sup> seconden na de expansie, veroorzaakte een faseovergang een kosmische inflatie, waarbij het universum exponentieel groeide, niet beperkt door de lichtsnelheidsinvariantie, en de temperatuur daalde met een factor 100.000. Microscopische kwantumfluctuatiesen die optraden vanwege Heisenbergs onzekerheidsprincipe werden versterkt tot de zaden die later de grootschalige structuur van het universum zouden vormen.<ref>Guth, Alan (1997). ''The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins.'' Perseus Books. ISBN 0201328402.</ref> Rond 10<sup>−36</sup> seconden begint het elektrozwakke tijdperk wanneer de sterke kernkracht zich scheidt van de andere krachten, en alleen de elektromagnetische kracht en zwakke kernkracht verenigd blijven.<ref name="hyperphysics">{{Cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/planck.html|title=Big Bang modellen terug naar Planck time|website=hyperphysics.phy-astr.gsu.edu|access-date=2020-04-28}}</ref> | |||
De inflatie stopte rond de 10<sup>−33</sup> tot 10<sup>−32</sup> seconden, waarbij het volume van het universum met een factor van minstens 10<sup>78</sup> toenam. Opwarming vond plaats totdat het universum de temperaturen bereikte die nodig zijn voor de productie van een quark-gluonplasma evenals voor alle andere elementaire deeltjes. De temperaturen waren zo hoog dat er willekeurige bewegingen van deeltjes waren op relativistische snelheden, en deeltje-antideeltje paren van allerlei soorten werden voortdurend gecreëerd en vernietigd in botsingen. Op een gegeven moment schond een onbekende reactie genaamd baryogenese het behoud van baryongetal, wat leidde tot een zeer kleine overmaat van quarks en leptons over antiquarks en antileptons – in de orde van grootte van één deel op 30 miljoen. Dit resulteerde in de overheersing van materie over antimaterie in het huidige universum.<ref>Kolb, Edward; Turner, Michael, eds. (1988). ''The Early Universe. Frontiers in Physics.'' 70. Redwood City, CA: Addison-Wesley.</ref> | |||
De inflatie stopte rond de 10<sup>−33</sup> tot 10<sup>−32</sup> seconden, waarbij het volume van het universum met een factor van minstens 10<sup>78</sup> toenam. Opwarming vond plaats totdat het universum de temperaturen bereikte die nodig zijn voor de productie van een quark-gluonplasma evenals voor alle andere elementaire deeltjes. De temperaturen waren zo hoog dat er willekeurige bewegingen van deeltjes waren op relativistische snelheden, en deeltje-antideeltje paren van allerlei soorten werden voortdurend gecreëerd en vernietigd in botsingen. Op een gegeven moment schond een onbekende reactie genaamd baryogenese het behoud van baryongetal, wat leidde tot een zeer kleine overmaat van quarks en leptons over antiquarks en antileptons | |||
=== Afkoeling === | === Afkoeling === | ||
Het universum bleef in dichtheid afnemen en in temperatuur dalen, omdat de typische energie van elk deeltje afnam. Symmetrie-brekende faseovergangen zetten de fundamentele krachten van de natuurkunde en de parameters van elementaire deeltjes in hun huidige vorm, waarbij de elektromagnetische kracht en zwakke kernkracht scheiden op ongeveer 10<sup> −12</sup> seconden.<ref>http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/planck.html</ref> Na ongeveer 10<sup>−11</sup> seconden wordt het beeld minder speculatief, aangezien de deeltjesenergieën dalen tot waarden die bereikt kunnen worden in deeltjesversnellers. Na ongeveer 10<sup>−6</sup> seconden werden quarks en gluons gecombineerd om baryons te vormen, zoals protonen en neutronen. De kleine overmaat aan quarks ten opzichte van antiquarks leidde tot een kleine overmaat aan baryonen ten opzichte van antibaryonen. De temperatuur was nu niet langer hoog genoeg om nieuwe proton-antiproton-paren te creëren (vergelijkbaar voor neutron-antineutron), dus volgde onmiddellijk een massa-annihilatie, waardoor er slechts één op de 10<sup>8</sup> van de oorspronkelijke materiedeeltjes overbleef en geen van hun antideeltjes.<ref>https://webspace.science.uu.nl/~proko101/JanGWeenink_bg3.pdf</ref> Een soortgelijk proces vond plaats na ongeveer 1 seconde voor elektronen en positronen. Na deze annihilaties bewogen de resterende protonen, neutronen en elektronen niet meer relativistisch en werd de energiedichtheid van het heelal gedomineerd door fotonen (met een kleine bijdrage van neutrinos). | Het universum bleef in dichtheid afnemen en in temperatuur dalen, omdat de typische energie van elk deeltje afnam. Symmetrie-brekende faseovergangen zetten de fundamentele krachten van de natuurkunde en de parameters van elementaire deeltjes in hun huidige vorm, waarbij de elektromagnetische kracht en zwakke kernkracht scheiden op ongeveer 10<sup> −12</sup> seconden.<ref>http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/planck.html</ref> Na ongeveer 10<sup>−11</sup> seconden wordt het beeld minder speculatief, aangezien de deeltjesenergieën dalen tot waarden die bereikt kunnen worden in deeltjesversnellers. Na ongeveer 10<sup>−6</sup> seconden werden quarks en gluons gecombineerd om baryons te vormen, zoals protonen en neutronen. De kleine overmaat aan quarks ten opzichte van antiquarks leidde tot een kleine overmaat aan baryonen ten opzichte van antibaryonen. De temperatuur was nu niet langer hoog genoeg om nieuwe proton-antiproton-paren te creëren (vergelijkbaar voor neutron-antineutron), dus volgde onmiddellijk een massa-annihilatie, waardoor er slechts één op de 10<sup>8</sup> van de oorspronkelijke materiedeeltjes overbleef en geen van hun antideeltjes.<ref>https://webspace.science.uu.nl/~proko101/JanGWeenink_bg3.pdf</ref> Een soortgelijk proces vond plaats na ongeveer 1 seconde voor elektronen en positronen. Na deze annihilaties bewogen de resterende protonen, neutronen en elektronen niet meer relativistisch en werd de energiedichtheid van het heelal gedomineerd door fotonen (met een kleine bijdrage van neutrinos). | ||
Een paar minuten na de uitdijing, toen de temperatuur ongeveer een miljard kelvin was en de dichtheid van de materie in het universum vergelijkbaar was met de huidige dichtheid van de atmosfeer van de aarde, combineerden neutronen met protonen om deuterium en helium kernen in het universum te vormen in een proces genaamd Big Bang nucleosynthese (BBN). De meeste protonen bleven ongecombineerd als waterstofkernen. | Een paar minuten na de uitdijing, toen de temperatuur ongeveer een miljard kelvin was en de dichtheid van de materie in het universum vergelijkbaar was met de huidige dichtheid van de atmosfeer van de aarde, combineerden neutronen met protonen om deuterium en helium kernen in het universum te vormen in een proces genaamd Big Bang nucleosynthese (BBN). De meeste protonen bleven ongecombineerd als waterstofkernen. | ||
Toen het heelal afkoelde, domineerde de restenergie-dichtheid van materie door de zwaartekracht de | Toen het heelal afkoelde, domineerde de restenergie-dichtheid van materie door de zwaartekracht de energiedichtheid van de elektromagnetische straling. Na ongeveer 379.000 jaar waren de elektronen en kernen samengevoegd tot atomen (meestal waterstof), die straling konden uitzenden. Deze relikwiestraling, die grotendeels ongehinderd door de ruimte ging, staat bekend als de kosmische microgolfachtergrond. | ||
{{Appendix}} | {{Appendix}} | ||
Bronvermelding anderstalige Wikipedia|taal=en|titel=Big Bang|oldid=576832176|datum=12-2021 | {{Bronvermelding anderstalige Wikipedia|taal=en|titel=Big Bang|oldid=576832176|datum=12-2021}} | ||
{{Navigatie astronomie}} | {{Navigatie astronomie}} | ||
[[Categorie:Astronomie]] | [[Categorie:Astronomie]] | ||
[[Categorie:Kosmologie]] | [[Categorie:Kosmologie]] | ||
Huidige versie van 8 jan 2022 om 09:13
De Oerknal (engels: Big Bang) theorie is het heersende kosmologische model dat het bestaan van het waarneembare heelal verklaart uit de vroegst bekende perioden door de daaropvolgende grootschalige evolutie. [1]
Alexander Friedmann vond in 1922 een oplossing van de Einsteinvergelijkingen voor een model van het universum waarin materie niet geconcentreerd is in sterren maar als gas gelijkmatig verdeeld is. De oplossing is singulier: het universum begint met oneindige massadichtheid, zie Algemene relativiteitstheorie. Belangrijk deel van de theorie is de wet van Hubble – hoe verder een sterrenstelsel is, hoe sneller het zich van de aarde verwijdert. Door deze kosmische uitdijing terug in de tijd te extrapoleren met behulp van de bekende natuurkunde wetten, beschrijft de theorie een steeds meer geconcentreerde kosmos voorafgegaan door een singulariteit waarin ruimte en tijd betekenis verliezen (meestal ’de oerknal-singulariteit’ genoemd).[2] Gedetailleerde metingen van de expansiesnelheid van het universum plaatsen de oerknal-singulariteit op ongeveer 13,8 miljard jaar geleden, wat dus wordt beschouwd als de leeftijd van het universum.[3]
Abbé Georges Lemaître merkte op in 1927, 5 jaar na Friedmann, dat een uitdijend heelal terug in de tijd kan worden getraceerd naar een enkel punt dat hij het ’oeratoom’ noemde. Edwin Hubble observeerde in 1923 sterrenstels buiten de melkweg, en bevestigde door analyse van helderheid en roodverschuivingen in 1929 dat deze uit elkaar drijven; dit is belangrijk bewijs voor een uitdijend heelal. Decennia lang was de wetenschappelijke gemeenschap verdeeld tussen aanhangers van de oerknal en het rivaliserende stationaire model die beide verklaringen boden voor de waargenomen uitdijing, maar het stationaire model bepaalde een eeuwig universum in tegenstelling tot de eindige leeftijd van de oerknal. In 1964 werd de CMB ontdekt, de kosmische microgolfachtergrond die veel kosmologen ervan overtuigde dat het stationaire model was weerlegd[4] aangezien, in tegenstelling tot het stationaire model, de hete oerknal een uniforme achtergrondstraling door het hele universum voorspelde, veroorzaakt door de hoge temperaturen en dichtheden in het verre verleden. Een breed scala aan empirisch bewijs pleit sterk in het voordeel van de oerknal, die nu universeel wordt aanvaard.
Het Oerknalmodel beschrijft hoe het universum uitdijde vanuit die begintoestand van hoge energiedichtheid en temperatuur[5] en biedt een uitgebreide verklaring voor een breed scala aan waargenomen verschijnselen, waaronder de overvloed aan lichte elementen, de CMB en de grootschalige structuur.
Na zijn aanvankelijke expansie, een gebeurtenis die op zichzelf vaak ’de oerknal’ wordt genoemd, koelde het universum voldoende af om de vorming van subatomaire deeltjes en later atomen mogelijk te maken. Gigantische wolken van deze oerelementen – meestal waterstof, met wat helium en lithium – vloeiden later samen door zwaartekracht en vormden vroege sterren en sterrenstelsels, waarvan de afstammelingen vandaag de dag zichtbaar zijn. Naast deze oorspronkelijke bouwmaterialen observeren astronomen de zwaartekrachtseffecten van een onbekende donkere materie die sterrenstelsels omringt. Het grootste deel van het zwaartekrachtpotentiaal in het universum lijkt in deze vorm te zijn, en de oerknaltheorie en verschillende waarnemingen geven aan dat dit overmatige zwaartekrachtpotentieel niet wordt gecreëerd door baryonische materie, zoals normale atomen. Metingen van de roodverschuivingen van supernovae geven aan dat de uitdijing van het heelal versnelt, een waarneming die wordt toegeschreven aan het bestaan van donkere energie.[6]
Inflatie en baryogenese
Over de vroegste fasen van de oerknal wordt veel gespeculeerd, aangezien er geen astronomische gegevens over beschikbaar zijn. In de meest gangbare modellen was het heelal homogeen en isotroop gevuld met een zeer hoge energiedichtheid en enorme temperaturen en druk, en dijde het zeer snel uit en koelde het af. In 10−43 seconde, het Planck-tijdperk, is de tijdschaal zo klein dat quantummechanisch, volgens de onzekerheidsrelatie van Heisenberg, de energie onbepaald is. Het was een fase waarin de vier fundamentele krachten – de elektromagnetische kracht, de sterke kernkracht, de zwakke kernkracht en de zwaartekracht waren verenigd als één. In deze fase was de karakteristieke schaallengte van het heelal de Plancklengte, 1.6×10−35 m, en was bijgevolg de temperatuur ongeveer 1032 graden Celsius. Zelfs het concept van een deeltje valt onder deze omstandigheden uiteen. Een goed begrip van deze periode wacht op de ontwikkeling van een theorie van kwantumzwaartekracht.[7][8] Het Planck-tijdperk werd opgevolgd door het grootse eenwordingstijdperk beginnend bij 10−43 seconden, waar de zwaartekracht zich scheidde van de andere krachten toen de temperatuur van het universum daalde.
Op ongeveer 10−37 seconden na de expansie, veroorzaakte een faseovergang een kosmische inflatie, waarbij het universum exponentieel groeide, niet beperkt door de lichtsnelheidsinvariantie, en de temperatuur daalde met een factor 100.000. Microscopische kwantumfluctuatiesen die optraden vanwege Heisenbergs onzekerheidsprincipe werden versterkt tot de zaden die later de grootschalige structuur van het universum zouden vormen.[9] Rond 10−36 seconden begint het elektrozwakke tijdperk wanneer de sterke kernkracht zich scheidt van de andere krachten, en alleen de elektromagnetische kracht en zwakke kernkracht verenigd blijven.[10]
De inflatie stopte rond de 10−33 tot 10−32 seconden, waarbij het volume van het universum met een factor van minstens 1078 toenam. Opwarming vond plaats totdat het universum de temperaturen bereikte die nodig zijn voor de productie van een quark-gluonplasma evenals voor alle andere elementaire deeltjes. De temperaturen waren zo hoog dat er willekeurige bewegingen van deeltjes waren op relativistische snelheden, en deeltje-antideeltje paren van allerlei soorten werden voortdurend gecreëerd en vernietigd in botsingen. Op een gegeven moment schond een onbekende reactie genaamd baryogenese het behoud van baryongetal, wat leidde tot een zeer kleine overmaat van quarks en leptons over antiquarks en antileptons – in de orde van grootte van één deel op 30 miljoen. Dit resulteerde in de overheersing van materie over antimaterie in het huidige universum.[11]
Afkoeling
Het universum bleef in dichtheid afnemen en in temperatuur dalen, omdat de typische energie van elk deeltje afnam. Symmetrie-brekende faseovergangen zetten de fundamentele krachten van de natuurkunde en de parameters van elementaire deeltjes in hun huidige vorm, waarbij de elektromagnetische kracht en zwakke kernkracht scheiden op ongeveer 10 −12 seconden.[12] Na ongeveer 10−11 seconden wordt het beeld minder speculatief, aangezien de deeltjesenergieën dalen tot waarden die bereikt kunnen worden in deeltjesversnellers. Na ongeveer 10−6 seconden werden quarks en gluons gecombineerd om baryons te vormen, zoals protonen en neutronen. De kleine overmaat aan quarks ten opzichte van antiquarks leidde tot een kleine overmaat aan baryonen ten opzichte van antibaryonen. De temperatuur was nu niet langer hoog genoeg om nieuwe proton-antiproton-paren te creëren (vergelijkbaar voor neutron-antineutron), dus volgde onmiddellijk een massa-annihilatie, waardoor er slechts één op de 108 van de oorspronkelijke materiedeeltjes overbleef en geen van hun antideeltjes.[13] Een soortgelijk proces vond plaats na ongeveer 1 seconde voor elektronen en positronen. Na deze annihilaties bewogen de resterende protonen, neutronen en elektronen niet meer relativistisch en werd de energiedichtheid van het heelal gedomineerd door fotonen (met een kleine bijdrage van neutrinos).
Een paar minuten na de uitdijing, toen de temperatuur ongeveer een miljard kelvin was en de dichtheid van de materie in het universum vergelijkbaar was met de huidige dichtheid van de atmosfeer van de aarde, combineerden neutronen met protonen om deuterium en helium kernen in het universum te vormen in een proces genaamd Big Bang nucleosynthese (BBN). De meeste protonen bleven ongecombineerd als waterstofkernen.
Toen het heelal afkoelde, domineerde de restenergie-dichtheid van materie door de zwaartekracht de energiedichtheid van de elektromagnetische straling. Na ongeveer 379.000 jaar waren de elektronen en kernen samengevoegd tot atomen (meestal waterstof), die straling konden uitzenden. Deze relikwiestraling, die grotendeels ongehinderd door de ruimte ging, staat bekend als de kosmische microgolfachtergrond.
| Astronomie |
|---|
|