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.
Gebruiker:Rwbest/Kladblok
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. De periode van 0 tot 10−43 seconden in de expansie, het Planck-tijdperk, was een fase waarin de vier fundamentele krachten — de elektromagnetische kracht, de sterke kernkracht, de zwakke kernkracht en de zwaartekracht waren verenigd als één.[1] In deze fase, de karakteristieke schaallengte van het heelal was de Plancklengte, 1.6×10−35 m, en had bijgevolg een temperatuur van 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.[2] 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 Heisenberg's onzekerheids principe werden versterkt tot de zaden die later de grootschalige structuur van het universum zouden vormen. 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.[3]
De inflatie stopte rond de 10−33 tot 10−32 seconden, waarbij het volume van het universum met een factor van minstens 1078 is toegenomen. 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.
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. 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.[4] 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 energie-dichtheid 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.
Cooling
 Zie Big Bang nucleosynthesis en Cosmic microwave background voor de hoofdartikelen over dit onderwerp. |
The universe continued to decrease in density and fall in temperature, hence the typical energy of each particle was decreasing. Symmetry-breaking phase transitions put the fundamental forces of physics and the parameters of elementary particles into their present form, with the electromagnetic force and weak nuclear force separating at about 10−12 seconds.[3][5] After about 10−11 seconds, the picture becomes less speculative, since particle energies drop to values that can be attained in particle accelerators. At about 10−6 seconds, quarks and gluons combined to form baryons such as protons and neutrons. The small excess of quarks over antiquarks led to a small excess of baryons over antibaryons. The temperature was now no longer high enough to create new proton–antiproton pairs (similarly for neutrons–antineutrons), so a mass annihilation immediately followed, leaving just one in 108 of the original matter particles and none of their antiparticles.[6] A similar process happened at about 1 second for electrons and positrons. After these annihilations, the remaining protons, neutrons and electrons were no longer moving relativistically and the energy density of the universe was dominated by photons (with a minor contribution from neutrinos).
More about this source textSource text required for additional translation information
Send feedback
Side panels
A few minutes into the expansion, when the temperature was about a billion kelvin and the density of matter in the universe was comparable to the current density of Earth's atmosphere, neutrons combined with protons to form the universe's deuterium and helium nuclei in a process called Big Bang nucleosynthesis (BBN).[7] Most protons remained uncombined as hydrogen nuclei.[8]
As the universe cooled, the rest energy density of matter came to gravitationally dominate that of the photon radiation. After about 379,000 years, the electrons and nuclei combined into atoms (mostly hydrogen), which were able to emit radiation. This relic radiation, which continued through space largely unimpeded, is known as the cosmic microwave background.[8]
Bronnen, noten en/of referenties
|
Bronvermelding anderstalige Wikipedia|taal=en|titel=Big Bang|oldid=576832176|datum=2021