De Oerknaltheorie

  • Afdrukken
Gegevens
Gemaakt op zondag 08 juni 2025 23:00
Laatst bijgewerkt op vrijdag 13 juni 2025 11:18
Gepubliceerd op zondag 08 juni 2025 23:09
Hits: 102
Lichtjaren De oerknaltheorie

De oerknaltheorie.

De oerknal is het begin van het waarneembare universum met daarin de galaxieën, sterren, planeten, wij mensen en met ons vele andere levende wezens. Het universum is volgens de huidige kosmologie 13,8 miljard jaar oud.

De "oerknal" duurde iets minder dan een seconde en ontstond vanuit een super klein, super heet en super dicht punt en begon vrijwel meteen extreem snel te expanderen. Daarna is het universum steeds sneller blijven expanderen en afkoelen.
De dag zonder gisteren zei George Lemaître een Belgische astronoom en priester in 1931. Dit omdat met de kennis van toen en nu er geen toetsbare uitspraken gedaan kunnen worden over een periode daarvoor.
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.



Volgens de huidige kosmologie – gebaseerd op extreem nauwkeurige metingen van de kosmische achtergrondstraling door ruimtemissies zoals COBE(1992), WMAP (2001–2010) en vooral Planck(2013, 2018) – begon het waarneembare universum als een extreem heet, dicht en snel expanderend gebied, ongeveer 10⁻³⁶ seconden na het hypothetische beginpunt van ruimte en tijd.

Wat er gebeurde in het tijdsinterval tussen 0 en 10⁻⁴³ seconden (de zogeheten Plancktijd) 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 proton.

De temperatuur lag toen rond de 10²⁷ kelvin, oftewel 999.999.999.999.999.999.999.999.727 ∘C. 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 quantumvelden die verantwoordelijk waren voor de kosmische inflatie.

Van ongeveer 10⁻⁴³ seconden (de zogeheten Plancktijd) tot een superkleine fractie van een seconde daarna, 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 kernkracht

·        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 homogeen en vlak is.

·         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.

 

Voor de oerknal hypothese is men er in de astronomie, lang van uitgegaan dat het universum er altijd al was. Ook Einstein was aanvankelijk dat idee toegedaan. Toch raakten enkele astronomen in het begin van de twintigste eeuw er steeds meer van overtuigd dat het universum expandeert. Dit kwam door berekeningen van George Lemaître(1927) die aan de hand van de relativiteitstheorie van Albert Einstein en de berekeningen van de roodverschuiving van Vesto Slipher (1917) had vastgesteld dat het universum expandeert. Later werden die berekeningen van Lemaître bevestigd door observaties van Edwin Hubble(1929). Lemaître kwam logischerwijs tot de conclusie dat het universum vanwege deze expansie ooit veel en veel kleiner moet zijn geweest dan nu. Heel klein. Lemaître sprak van een oeratoom.

Over deze conclusie was jarenlang grote scepsis. Een van de astronomen die vond dat universum van de huidige omvang er altijd al geweest was en altijd zal zijn was Fred Hoyle. De hypotheses van een expanderend universum werden door Fred Hoyle als onwetenschappelijk gezien. Fred Hoyle: “These theories were based on the hypothesis that all the matter in the universe was created in one big bang at a particular time in the remote past.” (BBC interview over astronomie 28 maart 1949)   De als sarcastisch bedoelde term “big bang” is hierna een geuzenterm geworden voor het ontstaan van het universum. In het Nederlands en Duits vertaald als ”oerknal” of “Urknall”

De vier pijlers van de oerknaltheorie

De vier pijlers waarop de oerknaltheorie steunt zijn de evolutie van de sterren en melkwegstelsels, de expansie van het universum, de kosmologische achtergrondstraling en de vorming van de lichte elementen,

De evolutie van de sterren en melkwegstelsels is de eerste pijler waarop de oerknaltheorie steunt.

Een belangrijke aanname van de oerknaltheorie is dat het universum zich ontwikkelt in de tijd. Dat betekent dat de objecten in het universum – sterren, melkwegstelsels en zelfs atomen – niet altijd in hun huidige vorm hebben bestaan, maar zijn ontstaan en geëvolueerd.

Sterren en melkwegstelsels zijn geëvolueerd uit een veel eenvoudiger begin. Maar hoe hangen deze kosmische fenomenen eigenlijk samen? En hoe weten we dat sterren en melkwegstelsels zich hebben ontwikkeld?

De eerste momenten na de oerknal

Direct na de oerknal bestond het universum uit een gloeiend hete soep van elementaire deeltjes: protonen, neutronen, elektronen en fotonen. Door de hoge temperatuur konden deze deeltjes zich niet binden tot atomen. Pas na ongeveer 380.000 jaar koelde het universum voldoende af zodat protonen en elektronen waterstofatomen konden vormen – het lichtste en eenvoudigste quarks.

Op dat moment werd het universum ‘transparant’ voor licht: fotonen konden zich vrij bewegen, en dit kosmische licht is vandaag de dag nog steeds waarneembaar als de kosmische achtergrondstraling – een ander sterk bewijs voor de oerknal.

Van gaswolken tot sterren tot supernova’s tot….

Het jonge universum bestond vooral uit gas van waterstof (ongeveer 75%) en helium (25%), met minieme sporen van lithium. Onder invloed van zwaartekracht begonnen deze gassen samen te klonteren tot dichte wolken, die op een gegeven moment voldoende massa verzamelden om opnieuw door de zwaartekracht ineen te storten en de eerste sterren te vormen.

Deze eerste generatie sterren, ook wel Populatie III-sterren genoemd, waren waarschijnlijk zeer massief en kortlevend. Omdat ze gevormd werden uit puur waterstof en helium, bevatten ze geen ‘metalen’ (in de astronomie zijn dat alle elementen zwaarder dan helium). Deze sterren hadden een dermate grote massa dat in hun kern een immense druk heerste die waterstof atomen tot heliumatomen deed fuseren en heliumatomen tot koolstofatomen enzovoort tot andere elementen.

Dat betekent dat in het binnenste van deze sterren met meer dan 8 keer de massa van onze zon, het hele periodieke systeem bij elkaar werd en wordt gekookt.

Wanneer deze sterren al het waterstof en helium verbruikt hebben en de fusie reactie bij ijzer ophoudt, kunnen ze onvoldoende energie in hun kern aanmaken om hun gewicht veroorzaakt door de enorme zwaartekracht, tegen te houden en storten ze door hun eigen massa in elkaar en ontstaan ook alle andere elementen in het periodiek systeem. Dit alles gaat gepaard met een enorme schokgolven die terugkaatsen en de sterren doen exploderen.


Wanneer een ster uit elkaar vliegt verspreidt hij een licht dat miljoenen keren sterker is als 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 als 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 het destijds moet zijn gegaan dat er niet alleen gasplaneten ontstonden, zoals Jupiter en Saturnus die grotendeels uit waterstof en helium bestaan maar dat er hoe dan ook zware planeten bestaan. De aarde bestaat uit ijzer, nikkel, koolstof, silicium aluminium fosfor en, en…

Ons zonnestelsel is ontstaan kort na het exploderen van een ster, 25 keer zo zwaar als de zon: 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 evolutie van sterren

Sterren doorlopen zoals we uit het voorgaande hebben geleerd een soort bestaanscyclus die afhangt van hun massa en energieproductie. Kleine sterren, zoals onze zon, leven miljarden jaren en eindigen hun leven als een witte dwerg. Zwaardere sterren leven korter, maar eindigen spectaculair als supernova’s, waarbij ze nog meer zwaardere elementen verspreiden in de ruimte.

Deze cyclus van stervorming en sterfte is van fundamenteel belang voor de evolutie van het universum. Zonder stervorming zouden er geen zwaardere elementen zijn, geen rotsachtige planeten, en geen leven zoals wij dat kennen.

Elke nieuwe generatie sterren bevat steeds meer van deze zwaardere elementen. Astronomen noemen dat de metaliciteit van een ster. Door sterren te bestuderen in verre (en dus oudere) delen van het universum, kunnen we zien hoe die metaliciteit veranderde in de tijd – een duidelijke aanwijzing dat sterren evolueren.

Het ontstaan en de evolutie van melkwegstelsels

Wat is een melkwegstelsel?

Een melkwegstelsel (of sterrenstelsel) is een gigantische verzameling van sterren, gas, stof, donkere materie en vaak een superzwaar zwart gat in het centrum. Ons eigen melkwegstelsel, de Melkweg, bevat naar schatting 100 tot 400 miljard sterren.

De vorming van sterrenstelsels begon enkele honderden miljoenen jaren na de oerknal, tijdens een periode die we de "kosmische dageraad" noemen. Kleine protostelsels begonnen zich te vormen uit samentrekkende gaswolken. Deze protostelsels smolten samen en groeiden uit tot de melkwegstelsels die we vandaag kennen.

Evolutie van sterrenstelsels

Net als sterren, evolueren ook sterrenstelsels. Door telescopen zoals de Hubble Space Telescope en de nieuwe James Webb Space Telescope kunnen astronomen extreem ver (en dus ver terug in de tijd) kijken. Daardoor zien we melkwegstelsels in verschillende ontwikkelingsstadia:

  • In het vroege universum zien we vooral kleine, chaotische stelsels met veel stervorming.
  • Naarmate het universum ouder wordt, zien we dat sterrenstelsels samensmelten tot grotere structuren.
  • Spiraalvormige stelsels zoals de Melkweg ontstaan meestal na meerdere fusies.
  • Elliptische stelsels ontstaan vaak uit botsingen van spiraalstelsels en bevatten meestal oudere sterren.
De evolutie van melkwegstelsels bevestigt de aanname dat het universum zich ontwikkelt in de tijd. Het geeft ook inzicht in hoe structuren op kosmische schaal ontstaan uit eenvoudige beginsituaties – precies wat de oerknaltheorie voorspelt.

Sterrenstelsels als tijdmachines

Omdat licht tijd nodig heeft om ons te bereiken, kijken we met telescopen eigenlijk terug in de tijd. Als we een sterrenstelsel zien op 10 miljard lichtjaar afstand, dan zien we het zoals het was 10 miljard jaar geleden.

Dankzij deze eigenschap kunnen astronomen letterlijk de geschiedenis van het universum reconstrueren. Ze zien hoe sterrenstelsels eruitzagen toen ze jong waren, hoe ze veranderden, en hoe ze groeiden. Het is alsof we naar oude fotoalbums van het universum kijken.

Zonder de evolutie van sterren en melkwegstelsels zou het universum statisch zijn – en dat is juist wat oudere modellen (zoals het steady state model) voorspelden. Die modellen zijn nu verworpen omdat de observaties ondubbelzinnig aantonen dat het universum in beweging is en evolueert.

 

 

Sterren en melkwegstelsels als kosmische bouwstenen

De evolutie van sterren en sterrenstelsels is niet slechts een gevolg van de oerknal, maar ook een essentieel bewijs ervan. Alles wat we waarnemen – van de aanwezigheid van zwaardere elementen tot de structuur van sterrenstelsels – past binnen het beeld van een universum dat begonnen is als een hete, homogene toestand en zich door zwaartekracht en tijd heeft ontwikkeld tot de complexe kosmos die we vandaag zien.

Zonder deze evolutie zou het universum er heel anders uitzien. Er zouden geen oude en jonge sterren zijn, geen verschillen in metaliciteit, geen verschillende soorten melkwegstelsels in verschillende ontwikkelingsstadia. De feitelijke waarnemingen bevestigen echter dat het universum voortdurend verandert – precies zoals de oerknaltheorie voorspelt.

 

Conclusie

De evolutie van sterren en melkwegstelsels is een van de sterkste bewijzen voor de oerknaltheorie. Door te begrijpen hoe sterren ontstaan, leven en sterven, en hoe melkwegstelsels groeien, botsen en veranderen, krijgen we inzicht in het verleden van het universum. Observaties tonen aan dat sterren en stelsels in verschillende stadia van ontwikkeling bestaan, verspreid over miljarden lichtjaren.

Deze ‘kosmische geschiedenis’ is een directe voorspelling van de oerknaltheorie en vormt een van de redenen waarom deze theorie vandaag de dag nog steeds zo sterk staat. Het universum is niet statisch, maar leeft – en de evolutie van zijn sterren en stelsels is het verhaal dat het ons vertelt.

 

De expansie van het universum is de tweede pijler waarop de oerknaltheorie steunt.

Eén van de belangrijkste steunpilaren onder deze theorie is de observatie dat het universum in expansie is – het rekt uit, en wel sinds het allereerste begin. Maar wat betekent dat precies? Hoe weten we dat het universum uitdijt, en waarom is die waarneming zo cruciaal voor het oerknalmodel?

In deze tekst nemen we je mee langs de geschiedenis van dit idee, de bewijzen voor de expansie, en hoe dit fenomeen ons vertelt over het begin, het heden en de toekomst van het universum.

Wat is de expansie van het universum?

Met het universum ‘expanderende universum’, wordt bedoeld dat de ruimte zelf naar alle ruimtelijke dimensies tegelijk oprekt.

Het wordt vergeleken met een ballon die opgeblazen wordt of een bonk gistdeeg die rijst. Dit betekent dat afstanden tussen sterrenstelsels toenemen, zelfs als deze stelsels zelf stil zouden staan.

 

Het begin: Edwin Hubble en de ontdekking van de uitdijing

De eerste concrete aanwijzing voor de expansie van het universum kwam in 1929. De Amerikaanse astronoom Edwin Hubble ontdekte iets verbluffends toen hij verre sterrenstelsels bestudeerde:

  1. Stelsels bewegen van ons af: Door gebruik te maken van het Dopplereffect, merkte Hubble dat het licht van verre sterrenstelsels naar het rood was verschoven. Dit fenomeen – de roodverschuiving – betekent dat lichtgolven zijn uitgerekt, wat gebeurt als een object zich van ons verwijdert.
  2. Hoe verder weg, hoe sneller: Hubble merkte ook op dat hoe verder een sterrenstelsel van ons verwijderd was, hoe sneller het zich leek te verwijderen. Dit patroon wordt vastgelegd in wat we nu de wet van Hubble noemen.
Dit alles suggereerde dat het universum niet statisch was, zoals men tot dan toe vaak aannam, maar dynamisch – en in expansie.

Wat betekent expansie voor de oerknaltheorie?

Als het universum zich uitbreidt, dan moet het in het verleden dichter en compacter zijn geweest. Als we de tijd "achteruitspoelen", dan komen alle sterrenstelsels uiteindelijk samen in één extreem heet en dicht punt. Dat is precies wat de oerknaltheorie beschrijft: het universum begon ongeveer 13,8 miljard jaar geleden als een zeer hete, dichte toestand en is sindsdien aan het uitdijen.

Zonder de ontdekking van de expansie van het universum, zou er geen enkele aanleiding zijn geweest om te denken dat het universum ooit is begonnen in een ‘begintoestand’. De expansie is daarom essentieel: het is het directe bewijs dat het universum een geschiedenis heeft met een begin.

De kosmische roodverschuiving: bewijs voor expansie

Het idee dat sterrenstelsels zich van ons verwijderen komt voort uit metingen van lichtgolven. Dit werkt als volgt:

  • Als een lichtbron zich van ons verwijdert, worden de lichtgolven langer.
  • Langere golven betekenen een verschuiving naar het rode deel van het spectrum – vandaar de term roodverschuiving.
De mate van roodverschuiving vertelt ons hoeveel het licht is uitgerekt – en dus hoeveel het universum is uitgedijd sinds dat licht werd uitgezonden. Door deze metingen te combineren met afstandsschattingen, kunnen astronomen de uitdijingssnelheid van het universum berekenen, die uitgedrukt wordt in de Hubbleconstante.

Dat roodverschuiving systematisch optreedt bij verre sterrenstelsels is onmogelijk te verklaren zonder aan te nemen dat de ruimte zelf groter wordt. Dit maakt de roodverschuiving een van de sterkste bewijzen voor expansie.

Relativiteit en de voorspelling van een dynamisch universum

Ruim voordat Hubble zijn waarnemingen deed, voorspelde Albert Einstein’s algemene relativiteitstheorie al dat het universum niet stabiel kon zijn. De zwaartekracht zou ervoor zorgen dat het ofwel inkrimpt of uitdijt. Einstein vond dit resultaat ongemakkelijk en voegde een kunstmatige ‘kosmologische constante’ toe aan zijn vergelijkingen om een statisch universum mogelijk te maken – een keuze waar hij later spijt van zou krijgen.

Toen Hubble de uitdijing daadwerkelijk observeerde, bleek dat Einstein’s oorspronkelijke voorspelling correct was. Zijn theorie gaf dus al aan dat het universum een dynamisch karakter had – de waarnemingen van Hubble bevestigden dit.

De observatie van de expansie van het universum volgt uit de voorspelling van de relativiteitstheorie.

De tijdlijn van het uitdijende universum

Dankzij de expansie kunnen wetenschappers een gedetailleerde tijdlijn van het universum reconstrueren:

  • 0 seconden (de oerknal): Begin van tijd en ruimte, een extreem hete en dichte toestand.
  • 10-35 seconden: Inflatie – het universum onderging een razendsnelle expansie.
  • 3 minuten: Oerknalnucleosynthese – vorming van de eerste lichte elementen (waterstof, helium).
  • 380.000 jaar: Deeltjes vormen atomen, het universum wordt transparant, en het kosmische achtergrondlicht ontstaat.
  • 100 miljoen jaar en verder: Eerste sterren en melkwegstelsels vormen zich, het universum wordt steeds complexer.
Al deze gebeurtenissen volgen logisch uit een model waarin het universum expandeert. Zonder expansie zouden deze stadia niet plaatsvinden, en zouden we bijvoorbeeld nooit de kosmische achtergrondstraling kunnen waarnemen.

 

De expansie vandaag: versnelling en donkere energie

In de jaren 1990 ontdekten astronomen dat de uitdijing van het universum niet vertraagt, zoals men zou verwachten door zwaartekracht, maar versnelt. Deze ontdekking leverde het idee op van donkere energie – een onbekende vorm van energie die de expansie aanjaagt.

Deze versnellende expansie is een extra bevestiging dat het universum zich ontwikkelt. Sterker nog: het verklaart waarom het universum er nu uitziet zoals het doet. Donkere energie is inmiddels een fundamenteel onderdeel geworden van het standaardmodel van de kosmologie, het Lambda-CDM-model.

Ook deze ontwikkeling past binnen het bredere kader van de oerknaltheorie: een dynamisch, evoluerend universum dat begon in een heet en dicht punt, uitdijde, afkoelde en nu versneld blijft uitzetten.

Alternatieven en waarom expansie ze uitsluit

In de eerste helft van de 20e eeuw waren er concurrerende theorieën voor het ontstaan van het universum, zoals het Steady State-model, dat stelde dat het universum altijd heeft bestaan en er altijd hetzelfde uit heeft gezien. Om de waargenomen uitdijing te verklaren, veronderstelde dit model dat er voortdurend materie werd bijgemaakt, zodat het universum ‘statistisch’ onveranderlijk bleef.

Maar dit model faalde op meerdere fronten:

  • Het voorspelde geen kosmische achtergrondstraling.
  • Het kon de evolutie van sterrenstelsels (zoals we die zien op verschillende afstanden/tijden) niet verklaren.
  • En vooral: het verklaarde de expansie niet als gevolg van een oerknal, maar als een constante toestand – wat niet overeenkomt met de waarnemingen.
De expansie van het universum – en vooral de manier waarop we die in de tijd kunnen volgen – is dus cruciaal geweest om het oerknalmodel te verkiezen boven alternatieven.

Hoe meten we de expansie vandaag?

Tegenwoordig gebruiken astronomen een combinatie van methoden om de uitdijing van het universum te meten en de Hubbleconstante te bepalen:

·         Type Ia supernova’s: Explosies van witte dwergen met bekende helderheid. Door hun schijnbare helderheid te meten, kan hun afstand worden berekend.

·         Kosmische achtergrondstraling: De temperatuurfluctuaties in deze straling geven inzicht in de toestand van het vroege universum en de expansiesnelheid.

·         Baryon Acoustic Oscillations (BAO): Grootschalige structuur in de verdeling van materie in het universum fungeert als een soort ‘lineaal’ waarmee expansie gemeten wordt.

Door deze metingen te combineren, krijgen we een steeds gedetailleerder beeld van de geschiedenis van de expansie – en daarmee ook van het universum zelf.

 

Conclusie: zonder expansie geen oerknal

De expansie van het universum is niet alleen een fascinerend kosmisch verschijnsel, het is een onmisbare hoeksteen van de oerknaltheorie. Zonder deze expansie zou er geen bewijs zijn voor een beginpunt, geen verklaring voor de kosmische achtergrondstraling, geen reden waarom het universum afkoelt en verandert, en geen mogelijkheid om de evolutie van structuren te begrijpen.

Het was de ontdekking van de uitdijing – bevestigd door roodverschuiving, algemene relativiteit en moderne waarnemingen – die het denken over het universum fundamenteel veranderde. Dankzij deze expansie weten we dat het universum een verleden heeft, en waarschijnlijk ook een toekomst die net zo dynamisch en verrassend zal zijn.

In die zin is de expansie niet alleen een fenomeen dat we meten – het is het verhaal dat het universum ons vertelt over zijn eigen ontstaan.

De kosmische achtergrondstraling is de derde pijler waarop de oerknaltheorie steunt.

Het universum heeft een ‘echo’ uit het begin, die we vandaag nog steeds kunnen opvangen. Deze echo noemen we de kosmische achtergrondstraling (in het Engels: Cosmic Microwave Background of CMB). Het is de nagloed van de oerknal, en vormt een van de sterkste bewijzen voor het ontstaan en de evolutie van het universum zoals beschreven door de oerknaltheorie.

 

Wat is de kosmische achtergrondstraling?

De kosmische achtergrondstraling is een zwakke, vrijwel uniforme straling die uit alle richtingen in de ruimte komt. Het is geen licht dat we met het blote oog kunnen zien, maar microgolfstraling – elektromagnetische golven met een golflengte net iets langer dan infrarood.

Deze straling is afkomstig van het moment dat het universum ongeveer 380.000 jaar oud was. Op dat moment was het universum voldoende afgekoeld om atomen te doen ontstaan. Voor die tijd bestond het universum uit een hete ‘soep’ van ionen en vrije elektronen die constant met fotonen (lichtdeeltjes) botsten. Daardoor kon licht zich niet vrij verplaatsen: het werd telkens opnieuw verstrooid, net zoals je in een dikke mist niets kunt zien.

Toen het universum voldoende was afgekoeld, konden elektronen zich binden aan protonen om waterstofatomen te vormen. Plotseling werden fotonen ‘vrijgelaten’ – ze konden zich vanaf dat moment 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 en is nu, miljarden jaren later, nog steeds waarneembaar: de kosmische achtergrondstraling.

 

 

Het belang van achtergrondstraling voor de oerknaltheorie

De oerknaltheorie stelt dat het universum begon als een extreem hete, dichte toestand, en is 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 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.

 

De 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 ( straling die in alle richtingen dezelfde eigenschappen heeft ) straling met een temperatuur van ongeveer 3 kelvin (d.w.z. -270 °C), wat precies overeenkwam met wat kosmologen op basis van de oerknal voorspelden.

Tegelijkertijd waren andere wetenschappers, zoals Robert Dicke en Jim Peebles, bezig met theoretische berekeningen waarin ze voorspelden dat als de oerknaltheorie klopte, er een achtergrond van overgebleven straling waarneembaar moest zijn. Toen zij van Penzias en Wilsons waarnemingen hoorden, werd al snel duidelijk: de kosmische achtergrondstraling was ontdekt.

De eigenschappen van de kosmische achtergrondstraling

De achtergrondstraling heeft specifieke eigenschappen die precies aansluiten bij de voorspellingen van de oerknaltheorie:

1. Zeer uniform, maar met kleine fluctuaties

De straling is vrijwel gelijk in alle richtingen, met een temperatuur van ongeveer 2,725 kelvin. Maar bij nauwkeurige metingen (door onder andere de satellieten COBE, WMAP en Planck) blijkt dat er hele kleine temperatuurverschillen zijn, 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.

2. Perfecte 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.

3. 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 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 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 uniek onder kosmologisch bewijs?

De kosmische achtergrondstraling is niet zomaar ‘nog een aanwijzing’ voor de oerknal: het 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 licht dat we nú ontvangen uit een heel specifieke tijdsperiode vlak na de oerknal.

Het is alsof we een foto van een baby hebben, waarop we niet alleen het gezicht van het kind zien, maar ook een vingerafdruk van zijn DNA, lichaamstemperatuur en toekomstige groeicurve. Dat maakt de CMB tot een observatie van fundamenteel belang.

Andere theorieën en waarom ze falen zonder de CMB

In de 20e eeuw werd er ook een ander kosmologisch model voorgesteld: het Steady State-model. Dit model stelde dat het universum eeuwig is, zonder begin of einde, en dat er voortdurend nieuwe materie ontstaat om de uitdijing te compenseren.

Dit model kon echter op geen enkele manier het bestaan van de kosmische achtergrondstraling verklaren. Toen deze straling eenmaal was ontdekt en in detail werd gemeten, was het Steady State-model niet langer houdbaar. De CMB gaf de oerknaltheorie een voorsprong die nooit meer is ingehaald.

Satellieten en de meting van de achtergrondstraling

In de afgelopen decennia zijn er verschillende ruimtemissies gelanceerd om de kosmische achtergrondstraling in kaart te brengen:

1. COBE (1989–1993)

Bevestigde het bestaan van kleine temperatuurfluctuaties in de CMB. Toonde aan dat de achtergrondstraling een perfect blackbody-spectrum heeft.

2. WMAP (2001–2010)

Gaf een veel gedetailleerder beeld van de temperatuurverdeling en leidde tot nauwkeurige metingen van leeftijd, samenstelling en vorm van het universum.

3. Planck (2010–2013)

Bracht de meest gedetailleerde en nauwkeurige kaart van de kosmische achtergrondstraling tot nu toe. Leverancier van de huidige standaardwaarden voor de leeftijd en dichtheden van het universum.

Dankzij deze missies hebben we het ‘gezicht’ van het vroege universum in kaart kunnen brengen – en dat gezicht vertelt ons: de oerknal vond echt plaats.

Conclusie: zonder kosmische achtergrondstraling geen oerknaltheorie

De ontdekking en meting van de kosmische achtergrondstraling is een van de grootste triomfen van de moderne natuurkunde en astronomie. Ze is:

  • Een directe waarneming van het vroege universum.
  • Een bevestiging van de voorspellingen van de oerknaltheorie.
  • Een rijke bron van informatie over de leeftijd, samenstelling, vorm en evolutie van het universum.
Geen enkel ander model dan de oerknaltheorie verklaart het bestaan, de eigenschappen en de structuur van de kosmische achtergrondstraling zo volledig en overtuigend. De CMB is daarmee niet zomaar een aanwijzing, maar een hoeksteen van ons moderne begrip van het universum.

Het is alsof het universum zelf, kort na zijn geboorte, een boodschap heeft uitgezonden – en wij, miljarden jaren later, hebben het signaal opgevangen.

 

De vorming van de lichte elementen is de vierde pijler van de oerknaltheorie

Ondersteunend voor de oerknaltheorie theorie, is de waarneming dat de lichte elementen in het universum precies de verhoudingen hebben die we zouden verwachten als ze gevormd zijn kort na die oerknal.

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 komen lithium (drie protonen), beryllium (vier protonen), en zo verder.

Als we het hebben over "lichte elementen", bedoelen we vooral:

  • Waterstof (H)
  • Helium (He)
  • Een beetje lithium (Li) en
  • Sporenelementen zoals deuterium (zwaar waterstof) en helium-3
Deze elementen komen op grote schaal voor in het universum, zelfs in de oudste en meest primitieve sterren en gaswolken.

 

Wanneer zijn deze elementen ontstaan?

De vorming van de lichte elementen gebeurde in de eerste paar minuten van het universum. Deze fase noemen we de primaire nucleosynthese of Big Bang nucleosynthese (BBN).

Stel je het universum voor op het moment van de oerknal: het was ontzettend heet en dicht. De temperatuur lag boven de 10 miljard graden Celsius. In dat soort extreme omstandigheden bestonden er nog geen atomen, alleen een soep van deeltjes zoals quarks, elektronen, neutrino's, fotonen, enzovoort. Na een fractie van een seconde begonnen quarks zich te vormen tot protonen en neutronen. Enkele minuten later konden deze deeltjes samensmelten tot de eerste kernen van atomen.

 

Hoe verliep die vorming?

  1. 0 tot 1 seconde na de oerknal: Het universum was zo heet dat materie en energie in een soort evenwicht waren. Er waren losse protonen, neutronen en elektronen. De meeste deeltjes beukten voortdurend op elkaar in, waardoor het niet mogelijk was dat ze zich blijvend aan elkaar konden binden.
  2. Na ongeveer 1 seconde: Het universum begon 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.
  3. 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)
  4. Na ongeveer 20 minuten: Het universum was alweer te koud en te ijl om verdere kernfusie toe te laten. De nucleosynthese kwam tot stilstand. Wat overbleef, was een soort "chemische blauwdruk" van het vroege universum.
 

Wat kwam eruit? De voorspelde verhoudingen

Op basis van de theorieën en de wiskundige modellen die de Big Bang nucleosynthese beschrijven, voorspellen natuurkundigen welke verhoudingen aan lichte elementen zouden moeten zijn ontstaan:

  • 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
En raad eens? Als we kijken naar het universum – bijvoorbeeld naar de samenstelling van oude sterren, verre gaswolken en het intergalactische medium – dan zien we precies deze verhoudingen terug. Dit is geen toeval.

 

Waarom is dit zo belangrijk voor de oerknaltheorie?

De elementaire verhoudingen zijn als een soort "vingerafdruk" van het vroege universum. Het is buitengewoon toevallig dat een model dat ervan uitgaat dat het universum ooit een hete, dichte toestand had, zulke nauwkeurige voorspellingen kan doen over de chemische samenstelling ervan én dat die voorspellingen ook nog eens kloppen met metingen.

Zou het universum bijvoorbeeld veel ouder zijn voordat deze elementen ontstonden, dan zouden alle neutronen zijn vervallen en was er nauwelijks helium. Of was het universum te snel afgekoeld, dan zouden bijna geen fusieprocessen zijn opgetreden.

Er is geen enkel alternatief model dat zonder een hete oerknaltoestand dezelfde successen heeft in het verklaren van deze waargenomen verhoudingen van lichte elementen.

 

Hoe meten we deze verhoudingen?

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 ons indirect ook informatie over de hoeveelheid baryonen (gewone materie) in het vroege universum, wat ons helpt de hoeveelheden van lichte elementen te bevestigen.
 

Wat vertelt dit ons nog meer?

De vorming van de lichte elementen vertelt ons niet alleen 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. Met andere woorden: het is een venster op de fysica van het allereerste begin.

De modellen die gebruikt worden om deze verhoudingen te berekenen, bevatten natuurkundige constanten en parameters (zoals de snelheid van het verval van neutronen). Dat we zulke nauwkeurige voorspellingen kunnen doen, toont dat onze kennis van de fundamentele wetten van de natuur vrij goed klopt.

 

 

Conclusie

De oerknaltheorie is niet zomaar een gok of een fantasie. Het is een wetenschappelijke theorie die gebaseerd is op concrete waarnemingen en wiskundige modellen. Een van de krachtigste bewijzen ervoor is het bestaan en de 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 we precies die verhoudingen vandaag nog terugzien, maakt de vorming van lichte elementen tot een van de belangrijkste pijlers waarop de oerknaltheorie rust. Het is alsof het jonge universum ons een chemisch visitekaartje heeft nagelaten – en het komt exact overeen met wat de theorie voorspelt.

Zo helpt de wetenschap ons een beeld te vormen van iets dat letterlijk miljarden jaren geleden plaatsvond, en bevestigt het opnieuw hoe wonderlijk en begrijpelijk het universum eigenlijk is.

 

Literatuur:

lang=EN-US>Ade, P. A. R., Aghanim, N., Armitage-Caplan, C., Arroja, F., Ashdown, M., Aumont, J., ... & Planck Collaboration. (2014). Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics, 571, A16. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201321591

lang=EN-US>Aghanim, N., Akrami, Y., Ashdown, M., Aumont, J., Baccigalupi, C., Banday, A. J., ... & Planck Collaboration. (2020). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics, 641, A6. https://doi.org/10.1051/0004-6361/201833910

lang=EN-US>Guth, A. H. (1981). Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems. Physical Review D, 23(2), 347–356. https://doi.org/10.1103/PhysRevD.23.347

lang=EN-US>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(2), 19. https://doi.org/10.1088/0067-0049/208/2/19

lang=EN-US>Lemaître, G. (1931). The beginning of the world from the point of view of quantum theory. Nature, 127(3210), 706. https://doi.org/10.1038/127706b0

lang=EN-US> 

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, L1–L5. https://doi.org/10.1086/186504

Lemaître G. The beginning of the world from the point of view of quantum theory. Nature. 1931;127(3210):706.