Chronologie van die heelal

Hierdie chronologie van die heelal beskryf die geskiedenis en toekoms van die heelal aan die hand van die Oerknalteorie, die wetenskaplike model wat die ontstaan van die heelal volgens die algemene relatiwiteitsteorie verduidelik.

Die oomblik dat die heelal vermoedelik skielik vanuit ’n uiters klein punt, of singulariteit, begin uitsit het, is bekend as die Oerknal. Vanaf 2013 word dié tydstip beskou as 13,798 ± 0,037 miljard jaar gelede. Die evolusie van die heelal kan in drie fases verdeel word.

Baie vroeë heelal

Planck-tydperk 
 Tot 10-43 sekonde ná die Oerknal
Die Planck-tydperk lui die geboorte van die heelal in. In dié tyd bestaan die vier basiese natuurkragte (sterk kernkrag, elektromagnetiese krag, swak kernkrag en swaartekrag) nog nie. Volgens die algemene relatiwiteitsteorie het die hele heelal ontstaan uit een baie klein punt, of singulariteit.

Alle idees oor dié tyd is spekulatief. Heelwat ander modelle bestaan wat grootliks van die Oerknaltoerie verskil.

Groot verenigingstydperk 
 Tussen 10-43 en 10-36 sekonde ná die Oerknal
In dié tydperk, wat volg op die Planck-tydperk, skei swaartekrag van die ander basiese natuurkragte, terwyl die ander verenig bly. Die vroegste elementêre deeltjies en antideeltjies ontstaan.

Elektroswak tydperk 
 Van 10-36 tot 10-12 sekonde ná die Oerknal
In dié tydperk splits die sterk kernkrag af van die elektrokernkrag en is daar altesaam drie basiese natuurkragte. Ook die oorgang vind plaas van die vakuum na die toestand waarin deeltjes hul rusmassa kry.

Uitdyingstydperk 
 Tot 10-32 sekonde ná die Oerknal
Dié tydperk word veroorsaak deur die skeiding van die sterk kernkrag. Die heelal ondergaan ’n uiters vinnige uitdying.

Vroeë heelal

Kwarktydperk 
 Van 10-12 tot 10-6 sekonde ná die Oerknal
Kwarke, elektrone en neutrino's vorm in groot getalle toe die heelal afkoel tot onder 10 biljard grade C.

Die vier basiese natuurkragte neem hul huidige vorm aan. Kwarke en antikwarke vernietig mekaar by kontak, maar in ’n proses bekend as bariogenese oorleef ’n oorskot kwarke.

Hadrontydperk 
 Van 10-6 tot 1 sekonde ná die Oerknal
Die temperatuur van die heelal koel af tot sowat 1 biljoen grade C. Hadrone, insluitende barione soos protone en neutrone, vorm. Oorblyfsels van hierdie oorgang is sekere soorte donker materie (aksione, swartkolke). Dit kon ook die materie ’n nie-homogene struktuur gegee het, wat van invloed was by die latere vorming van atoomkerns.

Leptontydperk 
 Van 1 sekonde tot 3 minute ná die Oerknal
Die meeste (maar nie alle) hadrone en antihadrone vernietig mekaar aan die einde van die hadrontydperk. Neutrone en protone kan nie meer ongehinderd in mekaar oorgaan nie. Die belangrikste gevolg hiervan is dat daar ongeveer sewe keer soveel protone as neutrone is, wat weer tot gevolg het dat die heelal grotendeels uit waterstof bestaan.

Die talryke agtergrondneutrino's wat sedertdien sonder wisselwerkings op ons toestroom, kry nou hul digtheid. Leptone (soos elektrone) en antileptonen (soos positrone) oorheers die massa van die heelal. Verskillende moontlike vorme van donker materie onttrek hulle in dié stadium aan die wisselwerkings met normale materie.

Kort daarna vind die laaste groot vernietiging van antimaterie plaas: elektrone en positrone verplaas hul hitte na die agtergrondfotone, wat daardeur nou effens meer energie het as neutrino's.

Nukleosintese 
 Van 3 tot 20 minute ná die Oerknal
Die temperatuur van die heelal daal tot sowat 1 miljard grade C, waarop protone en neutrone aan mekaar bly vasklou. Dié proses word nukleosintese genoem.

Die oorgrote meerderheid van alle neutrone vorm saam met protone heliumkerns. Van die res vorm die grootste deel deuteriumkerns, en dit wat oorbly, vorm hoofsaaklik litium en ’n minimale hoeveelheid swaarder elemente.

Fotontydperk 
 Van 3 minute tot 240 000 jaar ná die Oerknal
Tydens dié lang tydperk van geleidelike afkoeling word die heelal gevul met plasma: ’n warm, ondeursigtige massa atoomkerns en elektrone. Nadat die meeste leptone en antileptone mekaar aan die einde van die leptontydperk vernietig het, oorheers die fotone die energie van die heelal.

Rekombinasietydperk 
 Van 240 000 tot 300 000 jaar ná die Oerknal
Terwyl die temperatuur van die heelal daal tot sowat 3 000 grade C (ongeveer die helfte van dié op die Son se oppervlak) en die digtheid ook bly daal, vang elektrone waterstof- en heliumatome op (beter bekend as rekombinasie), waardeur die elektriese lading wat die elektrone met hul saamdra, geneutraliseer word. Met die elektrone wat nou aan atome gebind is, word die heelal eindelik deursigtig vir lig.

Terwyl die heelal uitdun, neem die wisselwerking tussen die materie en straling af. Die vervaardiging van fotone eindig vroeg, terwyl die energieuitwisseling tussen die deeltjies nog ’n tyd lank voortduur. Die laaste fase van die omskakeling van die oorspronklike energie in die meeste agtergrondfotone wat ons nou waarneem, vind ook in dié tydperk plaas.

Teen die einde van dié tydperk bestaan die heelal uit sowat 75% waterstof en 25% helium, met net spore van litium.

"Donker eeue" 
 Van 300 000 tot 150 miljoen jaar ná die Oerknal
Die tydperk ná die vorming van die eerste atome en voordat die eerste sterre verskyn, word die "donker eeue" genoem. Hoewel fotone steeds aktief is, is die heelal donker. Met net verspreide materie wat oorgebly het, is daar min aktiwiteit in die heelal ná hierdie tydperk en dit word oorheers deur geheimsinnige donker materie.

Struktuurvorming 

Die struktuurvorming van die heelal het in verskeie stappe plaasgevind, met klein liggame wat voor groter stelsels gevorm het:

Reïonisasie 
 150 miljoen tot 1 miljard jaar ná die Oerknal

Die eerste sterre en kwasars begin vorm vanweë die samedrukking van gas weens swaartekrag. Die intense straling wat hulle uitstraal, reïoniseer die omringende heelal. Van dié tydstip af bestaan die grootste deel van die heelal uit plasma.

Stervorming 
Die eerste sterre, mees waarskynlik Populasie III-sterre, begin die ligte elemente wat met die Oerknal gevorm het (waterstof, helium en litium), omskakel in swaarder elemente. Geen Populasie III-sterre is al waargeneem nie, en ons begrip van hul vorming en evolusie kom van rekenaarmodelle.

Vorming en evolusie van sterrestelsels 
Groter volumes materie word saamgedruk en vorm sterrestelsels. Populasie II-sterre vorm vroeg in dié proses en Populasie I-sterre later.

Johannes Schedler het in ’n projek die kwasar CFHQS 1641+3755 altesaam 12,7 miljard ligjare van hier geïdentifiseer – dit is gevorm toe die heelal net 7% so oud soos nou was. Op 11 Julie 2007 het Richard Ellis van die Kaliforniese Tegnologie-instituut in Pasadena en sy span op Mauna Kea ses stervormende sterrestelsels sowat 13,2 miljard ligjare van hier met ’n Keck II-teleskoop ontdek – hulle is dus gevorm toe die heelal net 500 miljoen jaar oud was. Net sowat 10 sulke buitengewoon vroeë voorwerpe is tans bekend.

Die Hubble-ultradiepveld wys hoe ’n paar kleiner sterrestelsels verenig het om groteres te vorm. Hulle is 13 miljard ligjare van die Aarde af en het dus gevorm toe die heelal net 5% so oud soos nou was.

Die dun skyf van die Melkweg het na raming 8,8 miljard jaar gelede gevorm.

Vorming van groepe, swerms en superswerms 
Swaartekrag veroorsaak dat sterrestelsels na mekaar toe aangetrek word en groepe stelsels, swerms en superswerms vorm.

Ontstaan en evolusie van die sonnestelsel 
 9 miljard jaar ná die Oerknal

Die Sonnestelsel begin 4,6 miljard jaar gelede vorm, sowat 9 miljard jaar ná die Oerknal. ’n Deel van ’n molekulêre wolk van waterstof en spore van ander elemente word deur swaartekrag saamgepers en vorm ’n groot sfeer in die middel wat later die Son word, sowel as ’n omringende protoplanetêre skyf. Eindelik vorm ’n magdom voorwerpe uit die skyf en dit word nog later planete, asteroïdes en komete.

Die Son is ’n laatgenerasie-ster en bevat onder meer elemente wat deur vorige generasies geskep is.

Uiteindelike lot 
Nes met die vertolking van gebeure in die baie vroeë heelal, is vooruitgang in basiese fisika nodig om te weet wat die heelal se uiteindelik lot sal wees. Hier onder is ’n paar moontlikhede.

Lot van die Sonnestelsel 
 Oor 1 tot 5 miljard jaar

Oor ’n tydperk van 1 miljard jaar of langer sal die Aarde en die Sonnestelsel onstabiel raak. Die Aarde se bestaande biosfeer sal na verwagting oor sowat 1 miljard jaar verdwyn omdat die Son se toenemende hitte die bestaan van lewe en vloeibare water onmoontlik sal maak; die Aarde se magneetvelde, ashelling en atmosfeer is onderworpe aan langtermynveranderings; en die Sonnestelsel self sal eindelik chaoties raak.

Oor sowat 5,4 miljard jaar sal die Son se kern warm genoeg word om waterstoffusie in sy omringende laag te begin. Die buitenste lae van die Son sal geweldig uitsit en die Son sal ’n stadium binnegaan bekend as die rooireusfase. Binne 7,5 miljard jaar sal die Son uitsit tot ’n radius van 1,2 AE; dit is 256 keer so groot soos nou. Eindelik sal die Aarde en ander twee binneste planete in die Son verdwyn en vernietig word. Die Son sal nog ’n paar miljard jaar lank bestaan totdat net sy kern oorbly as ’n witdwerg. Ná nog etlike miljarde jare sal die Son heeltemal ophou skyn en ’n swartdwerg word.

Groot Uiteenskeuring 
 Oor ≥20 miljard jaar

Hierdie scenario is net moontlik indien die digtheid van donker energie oneindig toeneem. In dié geval sal die uitdyingstempo van die heelal sonder perke versnel. Stelsels wat deur swaartekrag gebind word, soos sterrestelselswerms, sterrestelsels en eindelik ook die Sonnestelsel, sal uitmekaargeruk word. Op die ou end sal die uitdying so vinnig verloop dat dit die elektromagnetiese kragte wat molekules en atome bymekaarhou, sal oorkom. Dan sal selfs atoomkerns eindelik uitmekaargeruk word en die heelal soos ons dit ken, sal as ’n ongewone soort swaartekragsingulariteit eindig.

Teen daardie tyd sal die uitdyingstempo van die heelal oneindigheid bereik het sodat alle kragte (ongeag hoe groot) wat voorwerpe saambind (ongeag hoe sterk) deur die uitdying oorweldig sal word, en alles sal letterlik uitmekaargeskeur word.

Groot Samepersing 
 Oor ≥102 miljard jaar

As die energiedigtheid van donker materie negatief is of die heelal ’n geslote vorm het, is dit moontlik dat die uitdying van die heelal omgekeer sal word en dat dit dan inmekaargepers sal word tot in ’n warm, digte toestand of totdat dit ’n swartkolksingulariteit vorm. Laasgenoemde sal dan òf die einde van die heelal wees òf opnuut ’n oerknal tot gevolg hê.

Huidige waarnemings dui daarop dat hierdie model onwaarskynlik is en dat die heelal sal aanhou uitsit.

Groot Vriesing 
 Oor ≥105 miljard jaar

Dié scenario is moontlik as die heelal aanhou uitsit. Oor sowat 1014 jaar of minder sal bestaande sterre uitbrand, geen nuwe sterre sal vorm nie en die heelal sal donker word., §IID. Oor ’n veel langer tydperk sal sterrestelsels verdamp wanneer die steroorblyfsels in hulle in die ruimte verdwyn, en swartkolke sal deur die Hawking-straling verdamp., §III, §IVG.

Volgens sommige teorieë sal protonverval ná minstens 1034 jaar die oorblywende interstellêre gas en steroorblyfsels omskakel in leptone (soos positrone en elektrone) en fotone. Sommige positrone en elektrone sal dan rekombineer as fotone., §IV, §VF. In dié geval sal die heelal ’n hoë-entropie-toestand bereik en uit ’n bad van deeltjies en lae-energiestraling bestaan. Dit is onseker of dit eindelik termodinamiese ewewig sal bereik., §VIB, VID.

Hittedood 
 Oor ≥101000 jaar

Hittedood is ’n moontlike finale stadium van die heelal en kan gebeur oor sowat 101000 jaar. In so ’n geval sal die heelal ’n toestand binnegaan waar dit geen termodinamiese vrye energie het om beweging of lewe te onderhou nie. Die term dui nie op enige spesifieke absolute temperatuur nie, maar op die feit dat die heelal ’n toestand van maksimum entropie sal bereik waarin alle energie in hitte omgeskakel sal wees en geen veranderinge moontlik is nie.

Sien ook 
Tydlyn van die verre toekoms
Sterrekundeportaal

Verwysings

Bronne 
 Een introductie in de Kosmologie op de Wikipagina van Fok.nl. URL besoek op 13 Mei 2013.
 Chaisson, E., (2001). Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature, Harvard University Press, ISBN 0-674-00987-8; sien ook Cosmic Evolution
 
 Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005
 
  Hierdie artikel is vertaal uit die Nederlandse en die Engelse Wikipedia

Fisiese kosmologie