b'\n_START_ARTICLE_\nOerknal\n_START_SECTION_\nTijdlijn (verloop)\n_START_PARAGRAPH_\nExtrapolatie van de uitbreiding van het universum terug in de tijd met behulp van de algemene relativiteitstheorie leidt tot een oneindige dichtheid en temperatuur op een eindig punt in het verleden. Deze singulariteit is strijdig met de algemene relativiteitstheorie. Er wordt veel gediscussieerd over tot hoe dicht we bij de singulariteit kunnen extrapoleren, maar zeker niet dichterbij dan het einde van het planck-tijdperk, ongeveer 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb4\xc2\xb3 seconde na het ontstaan van het universum (plancktijd). Deze singulariteit wordt soms de "big bang" genoemd, maar de term kan ook verwijzen naar de vroege hete, dichte fase zelf, die kan worden gezien als de "geboorte" van het universum. Gebaseerd op metingen van de uitbreiding van Type Ia-supernova\'s, metingen van temperatuurfluctuaties in de kosmische achtergrondstraling en metingen van de correlatiefunctie van melkwegen, heeft het universum een berekende leeftijd van 13,772 \xc2\xb1 0,059 miljard jaar. De overeenkomst van deze drie onafhankelijke metingen moedigt sterk het standaardmodel van de oerknal (Lambda-CDM-model) aan dat in detail de inhoud van het universum beschrijft. In 2013 corrigeerden nieuwe data van de ruimtetelescoop Planck deze leeftijd tot 13,798 \xc2\xb1 0,037 miljard jaar._NEWLINE_De eerste fasen van de oerknal zijn onderwerp van vele speculaties. In de meest voorkomende modellen was het universum gevuld met een enorm hoge energiedichtheid en enorme temperaturen en druk. Het was isotroop gevuld met homogene reacties. Het breidde zich erg snel uit en koelde snel af. Ongeveer 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb3\xe2\x81\xb7 seconde in de uitbreiding, veroorzaakte een faseovergang een kosmische inflatie, waarbij het universum exponentieel groeide. Nadat de inflatie ophield, bestond het universum uit zowel quark-gluonplasma als andere elementaire deeltjes. De temperaturen werden zo hoog dat de willekeurige bewegingen van deeltjes een relativistische snelheid bereikten, en deeltje-antideeltjeparen van allerlei soorten deeltjes continu werden gemaakt en vernietigd in botsingen. Op een bepaald moment kwam er een onbekende reactie genaamd baryogenese, die een asymmetrie veroorzaakte in het baryongetal, wat leidde tot een kleine overmaat van quarks en leptonen tegenover antiquarks en antileptonen - geordend als 1 overmatig deeltje per 30 miljoen. Dit leidde tot de dominantie van materie over antimaterie in het huidige universum._NEWLINE_Vervolgens veroorzaakten de afnemende temperatuur en afnemende dichtheid een verbreking van symmetrie, waardoor via faseovergangen de fundamentele natuurkrachten en de parameters van elementaire deeltjes hun huidige vorm aannamen. Na 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb9\xc2\xb9 seconde zijn de gebeurtenissen minder speculatief, omdat de omstandigheden kunnen worden nagebootst in experimenten met deeltjesversnellers. Na ongeveer 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb6 seconde combineerden quarks en gluonen zich om baryonen te vormen zoals protonen en neutronen. Een kleine overmaat van quarks tegenover antiquarks leidde tot een kleine overmaat van baryonen tegenover antibaryonen. Toen de temperatuur niet langer hoog genoeg was voor het aanmaken van nieuwe proton-antiprotonparen (hetzelfde geldt voor neutronen-antineutronen), volgde er meteen een massa-annihilatie, die slechts 1 op de 10\xc2\xb9\xe2\x81\xb0 van de originele protonen en neutronen overliet, en geen van hun antideeltjes. Een soortgelijk proces vond plaats na ongeveer 1 seconde voor elektronen en positronen. Na deze annihilaties, bewogen de overgebleven protonen, neutronen en elektronen niet meer op een relativistische snelheid en de energiedichtheid van het universum werd gedomineerd door fotonen (met een kleine groep van neutrinos)._NEWLINE_Een paar minuten in de uitbreiding, toen de temperatuur ongeveer een miljard kelvin was en de dichtheid ongeveer zo groot was als de aardse atmosfeer op zeeniveau, versmolten neutronen met protonen om deuterium- en helium-atoomkernen te vormen in een proces genaamd oerknal-nucleosynthese. De meeste protonen bleven ongepaard als waterstof-atoomkernen. Naarmate het universum afkoelde, begon de energiedichtheid van de rustmassa van de materie de_NEWLINE_straling gravitationeel te domineren. Na ongeveer 379.000 jaar bonden de elektronen zich aan de atoomkernen en vormden de eerste atomen (meest waterstof). Als gevolg hiervan werd de ruimte doorzichtig en ontkoppelde de straling zich van materie en ging grotendeels ongehinderd verder door de ruimte. Deze straling staat bekend als de kosmische achtergrondstraling._NEWLINE_Over een lange periode kwam in de zeer egaal verspreide materie, een gravitationeel sneeuwbaleffect op gang door zeer kleine dichtheidsvariaties, en langzaam leidde dit tot de structuren van gaswolken, die verder uitkristalliseerden tot sterren, sterrenstelsels en andere astronomische structuren die we vandaag de dag kunnen observeren._NEWLINE_De details van dit proces hebben een relatie met de nog niet begrepen donkere materie. Naast de zichtbare baryonische materie zijn er drie kandidaten voor donkere materie: koude donkere materie, warme donkere materie en hete donkere materie. De beste metingen beschikbaar (van WMAP) laten zien dat de data goed passen in de theorie van een Lambda-CDM-model waarin er wordt verondersteld dat donkere materie koud is (warme donkere materie wordt uitgesloten door vroege reionisatie), en er wordt geschat dat de materie/energie in het universum voor zo\'n 23% hieruit bestaat, terwijl dit bij baryonische materie maar 4,6% is. In een "uitgebreid model" dat hete donkere materie bevat in de vorm van neutrino\'s, wordt de "natuurkundige baryondichtheid" \xce\xa9bh\xc2\xb2 geschat op ongeveer 0,023 (dit is anders dan de \'baryondichtheid\' \xce\xa9b uitgedrukt als een fractie van de totale materie-/energiedichtheid, zoals boven beschreven 0,046), en de toebehorende koude donkere materie dichtheid \xce\xa9ch\xc2\xb2 is ongeveer 0,11, de toebehorende neutrinodichtheid \xce\xa9\xe1\xb5\xa5h\xc2\xb2 wordt geschat op minder dan 0,0062._NEWLINE_Onafhankelijke lijnen van bewijzen van Type Ia-supernova\'s en de CMB impliceren dat het universum van vandaag wordt gedomineerd door een mysterieuze vorm van energie, die bekendstaat als donkere energie, die waarschijnlijk heel de ruimte doordringt. Observaties suggereren dat 74% van de totale energiedichtheid van het hedendaagse universum in deze vorm voorkomt. Toen het universum erg jong was, was het mogelijk doordrenkt met donkere energie, maar met minder ruimte en alles dichter op elkaar, had de zwaartekracht de overhand, en brak het langzaam de uitbreiding af. Maar uiteindelijk, na tal van miljarden jaren van uitbreiding, veroorzaakte de groeiende overvloed van donkere energie de uitbreiding van het universum om langzaamaan te versnellen. Donkere energie in zijn simpelste formulering neemt de vorm aan van de kosmologische constante term in Einsteins vergelijkingen van algemene relativiteit, maar zijn samenstelling en mechanisme zijn onbekend en, meer algemeen, de details van zijn toestandsvergelijking (kosmologie) en relatie met het standaardmodel van de deeltjesfysica blijven continu onderzocht worden, zowel door observaties als theoretisch._NEWLINE_De hele kosmische evolutie na het inflatietijdperk kan strikt genomen worden beschreven door het Lambda-CDM-model, dat de onafhankelijke kaders van kwantum mechanica en Einsteins algemene relativiteit gebruikt. Zoals boven wordt beschreven, bestaat er geen goed onderbouwd model die de gebeurtenissen beschrijft tot ongeveer 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb9\xe2\x81\xb5 seconde. Klaarblijkelijk is er een nieuwe verenigde theorie van kwantumzwaartekracht nodig om deze barri\xc3\xa8re te doorbreken. Het begrijpen van deze vroege fasen in de geschiedenis van het universum is momenteel een van de grootste onopgeloste problemen in de natuurkunde.\n_START_SECTION_\nHet dynamische vs. het statische heelal\n_START_PARAGRAPH_\nVoordat de theorie van de big bang werd geformuleerd, ging men uit van een statisch heelal: een heelal dat er altijd al was en altijd zal zijn. Uit de zwaartekrachtwet van Newton volgt echter dat zo\'n heelal zou instorten. Newton onderkende dat probleem, maar poogde dat in een briefwisseling met Richard Bentley te redden door te stellen dat, als de materie gelijkmatig in een oneindige ruimte verdeeld was, er geen middelpunt zou zijn waar de materie naartoe zou vallen._NEWLINE_Einstein ging ook uit van een statisch heelal, maar uit zijn algemene relativiteitstheorie bleek onomstotelijk dat het heelal moest uitdijen of ineenstorten. Hij postuleerde toen de kosmologische constante om die ineenstorting tegen te gaan. De Nederlandse astronoom Willem de Sitter kwam met een ander model van het heelal en voorspelde in 1918 aan de hand daarvan een roodverschuiving die evenredig was met de afstand. Het theoretisch model van De Sitter bevatte geen materie, maar dijde wel uit. Het idee van De Sitter is tegenwoordig weer actueel in de inflatietheorie van de oerknal. Onafhankelijk van De Sitter vond Alexander Friedmann oplossingen voor de vergelijkingen van de algemene relativiteit, die een uitdijend heelal beschreven. Voortbordurend op het heelal van De Sitter, publiceerde ook de Belgische rooms-katholiek priester Georges Lema\xc3\xaetre oplossingen voor een dynamisch heelal. Men vermoedde dat er v\xc3\xb3\xc3\xb3r de oerknal helemaal niets was, zelfs geen tijd, zodat men niet eens van \'v\xc3\xb3\xc3\xb3r de oerknal\' kan spreken._NEWLINE_De eerste die ontdekte dat het licht van sommige sterrenstelsels een roodverschuiving vertoonde, waaruit bleek dat ze van ons af bewogen (het dopplereffect), was William Huggins. Edwin Hubble was echter degene die samen met Milton Humason een rechtlijnig verband tussen de roodverschuiving van verre melkwegstelsels en hun afstand berekende. Dit verband staat thans bekend als de wet van Hubble (met de naar hem vernoemde hubbleconstante).\n_START_SECTION_\nHete oerknal\n_START_PARAGRAPH_\nIn 1948 werd de hete oerknaltheorie door George Gamow samen met Ralph Alpher geformuleerd. De theorie beschrijft hoe het heelal is ontstaan uit een immens heet en extreem klein puntvormig begin (singulariteit)._NEWLINE_De theorie beschrijft verder nauwkeurig welke chemische elementen na 1 seconde, toen het heelal nog een temperatuur had van 10 miljard kelvin, werden gevormd en in welke verhoudingen. De elementen die tijdens de oerknal werden gevormd zijn waterstof, helium en lithium, nauwkeuriger gezegd de isotopen waterstof, deuterium, tritium, helium-3, helium-4 en lithium-7. De theorie voorspelde dat de gewichtsverhouding helium en waterstof 1:3 zou zijn, heel dicht bij de huidige waargenomen samenstelling._NEWLINE_Gamov had een vriend, de natuurkundige Hans Bethe, gevraagd om zijn naam ook aan het artikel te verbinden (hoewel hij hieraan niet had meegewerkt) omdat de namen Alpher, Bethe en Gamov ongeveer hetzelfde klinken als alfa, b\xc3\xa8ta en gamma, de eerste drie letters van het Griekse alfabet. Sindsdien staat dit artikel dan ook bekend als het Alpher-Bethe-Gamov-artikel of alfa-b\xc3\xa8ta-gamma-artikel._NEWLINE_Gamov en zijn medewerkers Alpher en Robert Herman voorspelden verder dat de straling van de oerknal nu nog aanwezig zou moeten zijn en een temperatuur zou moeten hebben van ongeveer 3\xc2\xa0K. Deze kosmische achtergrondstraling werd door Arno Allan Penzias en Robert Woodrow Wilson in 1964 per ongeluk ontdekt. Penzias en Wilson trachtten in 1964 een nieuwe ontvanger werkklaar te maken, maar werden daarbij gehinderd door een irritante ruis: de kosmische achtergrondstraling. Penzias en Wilson dachten echter dat het aan de vogelpoep in de ontvanger lag en hadden nog volstrekt niet door dat zij de straling hadden gevonden die enkele kilometers verderop aan de Princeton universiteit door Robert Dicke en zijn team met alle mogelijke middelen werd gezocht. In 1964 publiceerde Nature dan ook twee artikelen: een van Penzias en Wilson die de ontdekking beschrijven en een ander artikel van Dicke die de wetenschappelijke relevantie van de ontdekking uiteenzet. Penzias en Wilson ontvingen in 1978 de Nobelprijs voor Natuurkunde voor hun werk aan de achtergrondstraling._NEWLINE_Tegenwoordig wordt algemeen aangenomen dat in het allereerste begin het heelal een korte periode van extreme expansie doormaakte. Deze periode wordt ook wel De Sitterinflatie genoemd. De theorie die dit beschrijft heet de inflatietheorie en werd in 1979 ontwikkeld door Alan Guth en Andrei Linde.'