Gebruiker:Jayant12/Kladblok

Dit 'tijdlijn van de Big Bang' beschrijft de geschiedenis van de universe volgens de geldende wetenschappelijke theorie van hoe het heelal is ontstaan, met behulp van de kosmologische tijd parameter van comoving coördinaten. Op het moment waarop het heelal wordt verondersteld te zijn begonnen in volle expansie van een extreem hoge energiedichtheid staat bekend als de Big Bang.

De best beschikbare metingen van 2011 blijkt dat de initiële condities opgetreden ongeveer 13,7 miljard jaar geleden. ^[1] Het is handig om de evolutie van het heelal te verdelen sindsdien in drie fasen. De zeer vroege heelal was zo heet dat deeltjes hadden energieën hoger dan die momenteel toegankelijk in deeltjesversneller s op Aarde.

Na deze periode, in het vroege heelal, de evolutie van het heelal verlopen volgens de leerstellingen van hoge-energie fysica. Dit is wanneer de eerste proton s, elektron s en neutron s gemaakt, daarna kernen en tenslotte atoom s. Met de vorming van neutrale waterstof, de kosmische achtergrondstraling werd uitgezonden.

Matter toen verder samen te voegen in de eerste ster s en uiteindelijk sterrenstelsels, quasar s, clusters van sterrenstelsels en supercluster s gevormd. Er zijn verschillende theorieën over de uiteindelijke lot van het universum.

Zeer vroege heelal bewerken

Alle ideeën over het zeer vroege heelal (kosmogonie) zijn speculatief. Geen accelerator experimenten hebben nog gesondeerd energieën voldoende kracht heeft om een experimentele inzicht te geven in het gedrag van materie op de energie-niveaus die heerste in deze periode. Voorgestelde scenario's verschillen radicaal. Enkele voorbeelden zijn de Hartle-Hawking oorspronkelijke staat, string landschap, braan inflatie, string gas kosmologie en de ekpyrotic universe. Sommige van deze onderling verenigbaar zijn, terwijl anderen dat niet zijn.

Planck tijdperk bewerken

Tot 10 ^-43 seconden na de Big Bang

De Planck-tijdperk is een tijdperk in de traditionele (niet-inflatoire) big bang kosmologie, waarin de temperatuur hoog genoeg is dat de vier fundamentele krachten-elektromagnetisme, zwaartekracht, [[zwakke interactie | zwakke nucleaire interactie] ] en sterke nucleaire interactie-zijn allemaal verenigd in een fundamentele kracht. Er is weinig begrepen over natuurkunde bij deze temperatuur, en de verschillende theorieën stellen verschillende scenario's. De traditionele big bang kosmologie voorspelt een zwaartekracht singulariteit voor die tijd, maar deze theorie is gebaseerd op de algemene relativiteitstheorie en zal naar verwachting af te breken als gevolg van kwantumeffecten. Natuurkundigen hopen dat de voorgestelde theorieën van de quantum zwaartekracht, zoals snaartheorie, loop quantum zwaartekracht, en causale sets, zal uiteindelijk leiden tot een beter begrip van deze tijdperk.

{{Citation nodig | date = september 2011}} In inflatoire kosmologie, moet keer voor het einde van de inflatie (ongeveer 10 ^-32 seconden na de Big Bang) niet volgen van de traditionele big bang tijdlijn. Het universum voor het einde van de inflatie is een bijna-vacuüm met een zeer lage temperatuur, en blijft veel langer dan 10 ^-32 seconde. Tijden van het einde van de inflatie zijn gebaseerd op de 'big bang' tijd van de niet-inflatoire 'big bang' model, niet op de werkelijke leeftijd van het heelal in die tijd, die niet kan worden bepaald van de inflatoire kosmologie. Zo werd in inflatoire kosmologie is er geen Planck tijdperk in de traditionele zin, maar vergelijkbare omstandigheden kan hebben de overhand in een pre-inflatoire tijdperk van het universum.

Grand Unification tijdperk bewerken

Tussen 10 ^-43 seconden en 10 ^-36 seconden na de Big Bang ^[2]

Terwijl het universum breidt en koelt, kruist overgang temperaturen waarbij krachten los van elkaar. Dit zijn fase-overgang s net als condensatie en bevriezen. De grote vereniging tijdperk begint wanneer de zwaartekracht scheidt van de andere krachten van de natuur, die gezamenlijk bekend staan als gauge krachten. De niet-gravitationele fysica in dit tijdperk zou beschreven zijn door een zogenaamde grand geünificeerde theorie (GUT). De grote vereniging tijdperk eindigt wanneer de GUT dwingt verder te scheiden in de sterke en elektrozwakke krachten. Deze overgang moet produceren magnetische monopolen in grote hoeveelheden die niet worden waargenomen. Het gebrek aan magnetische monopolen was een probleem opgelost door de invoering van inflatie.

In de moderne inflatoire kosmologie, de traditionele grote eenwording tijdperk, net als de Planck tijdperk, bestaat niet, ook al vergelijkbare omstandigheden waarschijnlijk zou hebben bestaan in het universum voorafgaand aan de inflatie.

Elektrozwakke tijdperk bewerken

Tussen 10 ^-36 seconden (of het einde van de inflatie) en 10 ^-12 seconden na de Big Bang ^[2]

In de traditionele big bang kosmologie, de Elektrozwakke tijdperk begint 10 ^{-36 seconden} na de Big Bang, wanneer de temperatuur van het heelal is laag genoeg is (10 ²⁸ K) aan het scheiden sterke kracht van de elektrozwakke kracht (de naam voor de verenigde krachten van de elektromagnetisme en de zwakke interactie). In inflatoire kosmologie, de elektrozwakke tijdperk begint wanneer de inflatoire tijdperk eindigt, op ongeveer 10 ^-32 seconden.

Inflatoire tijdperk bewerken

(?) Onbekende duur, die eindigde op 10 ^-32 seconden na de Big Bang

Kosmische inflatie is een tijdperk van versnelde uitdijing geproduceerd door een hypothese veld genaamd de inflaton, die zou hebben eigenschappen die lijken op de Higgs-veld en donkere energie. Terwijl de vertragende groei vergroot afwijkingen van homogeniteit, waardoor het universum chaotischer, het versnellen van de uitbreiding maakt het universum meer homogeen. Een voldoende lange periode van inflatoire expansie in ons verleden zou kunnen verklaren van de hoge mate van homogeniteit die wordt waargenomen in het heelal vandaag op grote schaal, ook al is de toestand van het universum voor de inflatie was zeer ontregeld.

Inflatie eindigt wanneer de inflaton <- geen typfout -> veld vervalt in gewone deeltjes in een proces genaamd "opwarmen", op welk punt de gewone Big Bang uitbreiding begint. De tijd van opwarming wordt meestal genoemd als een tijd "na de Big Bang". Dit verwijst naar de tijd die in de traditionele (niet-inflatoire) kosmologie zijn verstreken tussen de Big Bang singulariteit en het universum te laten vallen om dezelfde temperatuur die werd geproduceerd door opwarmen, ook al van de inflatoire kosmologie, de traditionele Big Bang heeft zich niet .

Volgens de eenvoudigste inflatoire modellen, de inflatie kwam uit op een temperatuur die overeenkomt met ongeveer 10 ^{-32 seconden} na de Big Bang. Zoals hierboven is uitgelegd, betekent dit niet dat de inflatoire tijdperk minder dan 10 ^{-32 duurde} seconden. In feite, in om de waargenomen homogeniteit van het universum te verklaren, moet de duur zijn langer dan 10 ^-32 seconden, en het kan zelfs oneindig (eeuwige inflatie). In inflatoire kosmologie, de eerste zinvolle tijd "na de Big Bang" is de tijd van het einde van de inflatie.

Baryogenesis bewerken

{ {Main | Baryogenesis}}

Er is momenteel onvoldoende waarnemingen uit te leggen waarom het universum bevat veel meer baryon s dan antibaryons. Een kandidaat verklaring voor dit fenomeen moet het mogelijk maken van de Sacharov-voorwaarden te worden voldaan op enig moment na het einde van kosmologische inflatie. Terwijl deeltjesfysica suggereert asymmetrieën waaronder deze voorwaarden wordt voldaan, zijn deze asymmetrie te klein empirisch om rekening te houden voor de waargenomen baryon-antibaryon asymmetrie van het universum.

Vroege heelal bewerken

[ [Bestand: Kosmische Geschiedenis 020622 b.jpg | thumb | Kosmische Geschiedenis]]

Na de kosmische inflatie eindigt, wordt het universum gevuld is met een quark-gluon plasma. Vanaf dit punt begon de fysica van het vroege heelal beter wordt begrepen, en minder speculatief.

Supersymmetrie breken bewerken

{ {Main | Supersymmetrie breaking}}

Als supersymmetrie is een eigenschap van ons heelal, dan moet worden gebroken op een energie die niet lager is dan een TeV, de elektrozwakke symmetrie schaal. De massa van de deeltjes en hun superpartner s zou dan niet meer gelijk zijn, wat zou kunnen verklaren waarom er geen superpartners van bekende deeltjes ooit waargenomen.

Quark tijdperk bewerken

Tussen 10 ^-12 seconden en 10 ^{-6 seconden} na de Big Bang

{ {Main | Quark tijdperk}}

In elektrozwakke symmetriebreking, aan het einde van de elektrozwakke tijdperk, worden alle fundamentele deeltjes verondersteld om een massa verwerven via de Higgs mechanisme in waarin de Higgs boson verwerft een vacuum verwachtingswaarde. De fundamentele interacties van zwaartekracht, elektromagnetisme, de sterke interactie en de zwakke interactie hebben nu hun huidige vorm, maar de temperatuur van het heelal is nog steeds zo groot dat de quarks aan elkaar te binden om vorm hadronen.

Hadron tijdvak bewerken

Tussen 10 ^-6 seconden en een seconde na de Big Bang

{ {Main | Hadron tijdvak}}

De quark-gluon plasma, dat het universum samenstelt koelt tot hadron s, waaronder baryonen zoals proton s en neutron s, kunnen vormen. Bij ongeveer 1 seconde na de Big Bang neutrino s ontkoppelen en begin reizen vrij door de ruimte. Deze kosmische neutrino achtergrond, terwijl het waarschijnlijk nooit worden waargenomen in detail, is analoog aan de kosmische achtergrondstraling dat was veel later uitgezonden. (Zie hierboven ten aanzien van de quark-gluon plasma, onder de String Theory tijdperk)

Lepton tijdperk bewerken

Tussen 1 seconde en 10 seconden na de Big Bang

De meerderheid van de hadronen en anti-hadronen vernietigen elkaar op het einde van de hadron tijdperk, waarbij lepton s en anti-leptonen domineert de massa van het universum. Ongeveer 10 seconden na de Big Bang de temperatuur van het heelal daalt tot het punt waarop nieuwe lepton / anti-lepton paren worden niet meer gemaakt en de meeste leptonen en anti-leptonen worden geëlimineerd in vernietiging reacties, waardoor er een klein residu van de leptonen. ^[3]

Photon tijdperk bewerken

Tussen 10 seconden en 380.000 jaar na de Big Bang

Na de meeste leptonen en anti-leptonen worden vernietigd op het einde van het lepton tijdperk van de energie van het universum wordt gedomineerd door foton s. Deze fotonen worden nog steeds vaak in wisselwerking met geladen protonen, elektronen en (uiteindelijk) kernen, en dit blijven doen voor de komende 380.000 jaar.

Nucleosynthese bewerken

Tussen 3 minuten en 20 minuten na de Big Bang ^[4]

{ {Hoofdmenu | Big Bang nucleosynthese}}

Tijdens het foton tijdperk de temperatuur van het universum daalt tot het punt waar atoomkernen kunnen beginnen te vormen. Protonen (waterstofionen) en neutronen gaan verbinden met atoomkernen combineren in het proces van kernfusie. Gratis neutronen combineren met protonen om deuterium vormen. Deuterium combineert snel uit tot helium-4. Nucleosynthese duurt slechts zeventien minuten, aangezien de temperatuur en de dichtheid van het heelal is gedaald tot het punt waar kernfusie kan niet doorgaan. Tegen die tijd zijn alle neutronen zijn opgenomen in heliumkernen. Dit laat ongeveer drie keer meer waterstof dan helium-4 (door massa) en slechts sporen hoeveelheden andere kernen.

Matter overheersing: 70.000 jaar bewerken

<- Let op: Dit gedeelte is direct gekoppeld aan door Grafische tijdlijn van Big Bang tot aan Heat Death. Update die verwijzen als het veranderen van de sectie titel -.> Op dit moment, de dichtheden van non-relativistische materie (atoomkernen) en relativistische straling (fotonen) gelijk zijn. De Jeans lengte, die is bepalend voor de kleinste structuren die kunnen vormen (als gevolg van concurrentie tussen zwaartekracht en druk effecten), begint te vallen en verstoringen, in plaats van te worden weggevaagd door free-streaming straling , kan beginnen te groeien in amplitude.

Volgens ΛCDM, in dit stadium, koude donkere materie domineert, de weg vrijmaakt voor gravitationele ineenstorting van de kleine inhomogeniteiten achtergelaten door kosmische inflatie te versterken, waardoor dichte gebieden dichter en ijle regio's ijle. Echter, omdat huidige theorieën over de aard van donkere materie niet doorslaggevend zijn, er is nog geen consensus over haar oorsprong in vroegere tijden, zoals die momenteel bestaan voor baryonische materie.

Recombinatie: ca. 377.000 jaar bewerken

<- Let op: Dit gedeelte is direct gekoppeld aan door Grafische tijdlijn van Big Bang tot aan Heat Death. Update die verwijzen als het veranderen van de sectie titel -.>

[ [Afbeelding: WMAP 2010.png | thumb | right | 245px | WMAP data toont de microgolf achtergrondstraling variaties in het Universum vanuit ons perspectief, hoewel de werkelijke verschillen zijn veel soepeler dan de afbeelding doet vermoeden]]

Waterstof en helium atom s beginnen te vormen als de dichtheid van het universum valt. Men denkt dat dit heeft plaatsgevonden over 377.000 jaar na de Big Bang ^[5] Waterstof en helium zijn aan het begin geïoniseerd, dwz worden geen elektronen gebonden aan de kernen, die (met positief geladen protonen) derhalve zijn elektrisch geladen (+1 en +2 respectievelijk). Als het universum afkoelt, raken de elektronen gevangen genomen door de ionen, de vorming van elektrisch neutrale atomen. Dit proces is relatief snel (eigenlijk sneller voor de helium dan voor de waterstof) en staat bekend als recombinatie ^[6] Aan het einde van recombinatie, het grootste deel van de protonen in het heelal zijn verbonden in neutrale atomen. Daarom kunnen de fotonen nu vrij reizen (zie Thomsonverstrooiing): het heelal is transparant geworden. Deze kosmische gebeurtenis wordt meestal aangeduid als ontkoppeling. De fotonen aanwezig zijn op het moment van de ontkoppeling kan nu ongestoord reizen (de fotonen 'gemiddelde vrije weglengte wordt effectief oneindig) en zijn dezelfde fotonen die we zien in de kosmische achtergrondstraling (CMB) straling, na wordt sterk gekoeld door de uitdijing van het heelal. Daarom is de CMB is een foto van het heelal aan het einde van dit tijdperk met inbegrip van de kleine schommelingen die tijdens inflatie (zie schema).

Dark Ages bewerken

<- Let op: Dit gedeelte is direct gekoppeld aan door Grafische tijdlijn van Big Bang tot aan Heat Death. Update die verwijzen als het veranderen van de sectie titel -.>

Voor ontkoppeling komt het grootste deel van de fotonen in het heelal zijn interactie met elektronen en protonen in de foton-baryon vloeistof. Het universum is ondoorzichtig of "mistig" als gevolg. Er is licht, maar niet licht kunnen we waarnemen door een telescoop. De baryonische materie in het heelal bestond uit geïoniseerd plasma, en het werd pas neutraal als het vrije elektronen opgedaan tijdens "recombinatie", waarbij het loslaten van de fotonen het creëren van de CMB. Toen de fotonen werden vrijgelaten (of ontkoppeld) het heelal transparant werd. Op dit punt alleen de uitgezonden straling is het 21 cm spin lijn van neutrale waterstof. Er is momenteel een observationele inspanning aan de gang om deze zwakke straling te detecteren, want het is in principe een nog krachtiger instrument dan de kosmische achtergrondstraling voor de studie van het vroege heelal. De Donkere Middeleeuwen zijn op dit moment gedacht te hebben geduurd tussen de 150 miljoen tot 800 miljoen jaar na de Big Bang. De recente (oktober 2010) ontdekking van de UDFy-38135539, de eerste waargenomen sterrenstelsel te hebben bestaan in de volgende herionisatie tijdperk, geeft ons een kijkje in deze tijden. Er was een rapport in januari 2011 van nog een andere meer dan 13 miljard jaar oud die al bestonden slechts 480 miljoen jaar na de Big Bang.

Structuurvorming bewerken

[ [Afbeelding: Hubble Ultra Deep field.jpg | thumb | 245px | De Hubble Ultra Deep Field s vaak laten zien sterrenstelsels van een oude tijd die ons vertellen wat het begin van de Stelliferous Age was als].] [ [Afbeelding: Hubble - baby galaxy.jpg | thumb | 245px | Een andere Hubble-afbeelding toont een kind sterrenstelsel vormen van de buurt, wat betekent dat dit gebeurde zeer recent op de kosmologische tijdschaal. Dit toont aan dat nieuwe vorming van sterrenstelsels in het heelal nog steeds optreedt.]]

Structuurvorming in het big bang model verloopt hiërarchisch met kleinere structuren vormen voor de grotere. De eerste structuren die vorm zijn quasar s, die worden verondersteld te zijn heldere, vroege actieve sterrenstelsels en populatie III sterren. Voordat dit tijdperk, zou de evolutie van het heelal te begrijpen door middel van lineaire kosmologische perturbatietheorie: dat wil zeggen, alle structuren kan worden gezien als kleine afwijkingen van een perfect homogeen universum. Dit is rekenkundig relatief eenvoudig om te studeren. Op dit punt niet-lineaire structuren beginnen te vormen, en de computationele problemen wordt veel moeilijker, waarbij, bijvoorbeeld N-body simulatie s met miljarden deeltjes.

Herionisatie: 150 miljoen to miljard jaar bewerken

De eerste sterren en quasars vormen van gravitationele ineenstorting. De intense straling die ze uitstoten reionizes het omringende universum. Vanaf dit punt wordt het grootste deel van het heelal bestaat uit plasma.

De vorming van sterren === ===

De eerste sterren, waarschijnlijk Populatie III sterren, vorm en start het proces van het draaien van de lichte elementen die werden in de Big Bang (waterstof, helium en lithium) gevormd in zwaardere elementen. Echter, vooralsnog zijn er geen waargenomen populatie III sterren, en het begrip van hen is momenteel gebaseerd op computationele modellen van hun vorming en evolutie. ^[7]

Vorming van sterrenstelsels bewerken

Grote hoeveelheden van materie instorting van een sterrenstelsel te vormen. Bevolking II sterren worden gevormd op het begin in dit proces, met Bevolking I sterren later gevormd.

Johannes Schedler het project heeft een quasar CFHQS 1.641 +3755 op 12,7 miljard lichtjaar afstand, ^[8] toen het heelal slechts 7% van zijn huidige leeftijd had.

Op 11 juli 2007, met de 10-meter Keck II-telescoop op Mauna Kea, Richard Ellis van het California Institute of Technology in Pasadena en zijn team vonden zes sterren het vormen van sterrenstelsels circa 13,2 miljard lichtjaar afstand en daarom gemaakt toen het heelal nog maar 500 miljoen jaar oud. ^[9] Slechts ongeveer 10 van deze extreem vroege objecten zijn op dit moment bekend zijn. ^[10]

De Hubble Ultra Deep Field toont een aantal kleine sterrenstelsels samen te voegen tot grotere vormen, op 13 miljard lichtjaar, toen het heelal nog maar 5% zijn huidige leeftijd. ^[11]

Op basis van de opkomende wetenschap van Nucleokosmochronologie, is de Galactische dunne schijf van de Melkweg naar schatting zijn gevormd 8,8 ± 1,7 miljard jaar geleden. ^[12]

Vorming van groepen, clusters en superclusters bewerken

Zwaartekracht trekt sterrenstelsels naar elkaar toe te vormen groepen, clusters en superclusters.

De vorming van ons zonnestelsel: 8 miljard jaar bewerken

Tot slot, voorwerpen op de schaal van ons zonnestelsel vorm. Onze zon is een laat-generatie ster, met daarin de overblijfselen van verschillende generaties van eerdere sterren, en gevormd over 4,56 miljard jaar geleden, of ongeveer 8 tot 9 miljard jaar na de oerknal.

Vandaag: 13,7 miljard jaar bewerken

De beste huidige gegevens een schatting van de leeftijd van het heelal vandaag de dag 13,75 ± 0,11 miljard jaar sinds de oerknal. Sinds de uitdijing van het heelal lijkt te versnellen, superclusters zijn waarschijnlijk de grootste structuren die ooit zal vormen in het universum. De huidige versnelde expansie voorkomt dat nog meer inflatoire structuren het invoeren van de horizon en voorkomt nieuwe zwaartekracht gebonden structuren gevormd.

Uiteindelijke lot van het universum bewerken

{ {Main | uiteindelijke lot van het universum}}

Net als bij interpretaties van wat er gebeurd is in het vroege heelal, zijn vooruitgang in de fundamentele natuurkunde vereist alvorens het mogelijk zal zijn om het uiteindelijke lot van het heelal met enige zekerheid te weten. Hieronder zijn enkele van de belangrijkste mogelijkheden.

Big Freeze: 10 ¹⁴ jaar en daarna bewerken

{ {Hoofdmenu | De toekomst van een uitdijend heelal | Warmte dood van het universum}} Dit scenario wordt algemeen beschouwd als de meest waarschijnlijke {{Citation nodig | date = januari 2011}}, zoals die zich voordoet als het universum verder uit te breiden zoals het is geweest. Over een tijdschaal in de orde van 10 ¹⁴ jaar of minder, bestaande ster s burn-out, de sterren niet meer worden gemaakt, en het universum wordt donker. ^[13] ^{, § IID} Meer dan een veel langere tijdschaal in de tijdperken na deze, de melkweg verdampt als de stellaire overblijfselen bestaande uit ontsnappen in de ruimte, en zwarte gaten verdampen via Hawking straling. ^[13] ^{, § III, § IVG.} In sommige Grand unified theorieën, protonverval na ten minste 10 ³⁴ jaar wordt de resterende interstellaire gas-en stellaire restanten om te zetten in leptonen (zoals positronen en elektronen) en fotonen. Sommige positronen en elektronen zullen dan te vermengen met fotonen. ^[13] ^{, § IV, § VF.} In dit geval, het universum heeft bereikt een hoge [[entropie] ] staat die bestaat uit een bad van deeltjes en laag-energetische straling. Het is echter niet bekend of het uiteindelijk bereikt thermodynamisch evenwicht. ^[13] ^{, § VIB, VID.}

Big Crunch: 100 + miljard jaar vanaf nu bewerken

Als de energiedichtheid van donkere energie waren negatief of het universum waren gesloten, dan zou het mogelijk dat de uitdijing van het heelal zou keren en het heelal zou samentrekken naar een warme, dichte toestand. Dit is een verplicht onderdeel van de oscillerende universe scenario's, zoals de cyclische model, maar een Big Crunch houdt niet noodzakelijkerwijs in een oscillerende Universum. De huidige waarnemingen suggereren dat dit model van het universum is waarschijnlijk niet correct is, en de uitbreiding zal blijven voortbestaan of zelfs te versnellen.

Big Rip: 20 + miljard jaar vanaf nu bewerken

Dit scenario is alleen mogelijk als de energiedichtheid van donkere energie daadwerkelijk verhoogt, zonder beperking in de tijd {{Citation nodig | date = januari 2011}}. Die donkere energie wordt genoemd fantoom-energie en is in tegenstelling tot alle bekende vorm van energie. In dit geval zal de expansiesnelheid van het heelal verhogen zonder limiet. Gravitationeel gebonden systemen, zoals clusters van sterrenstelsels, sterrenstelsels, en uiteindelijk het zonnestelsel uit elkaar worden gescheurd. Uiteindelijk zal de uitbreiding zal zo snel als de elektromagnetische krachten die moleculen en atomen samen te overwinnen. Tot slot nog atoomkernen uit elkaar worden gescheurd en het universum zoals wij die kennen zal eindigen in een ongewone vorm van zwaartekracht singulariteit. Op het moment van deze singulariteit, zal de expansie van het heelal te bereiken oneindigheid, zodat alle krachten (het maakt niet uit hoe sterk) die samengestelde objecten bij elkaar te houden (het maakt niet uit hoe dicht) zal worden overwonnen door deze uitbreiding, letterlijk scheuren alles apart.

Vacuum metastabiliteit evenement bewerken

Als ons universum is in een zeer lange levensduur valse vacuüm, is het mogelijk dat een kleine regio van het heelal zal tunnel in een lagere energie-toestand. Als dit gebeurt, zullen alle structuren binnen onmiddellijk worden vernietigd en het gebied zich op in de buurt van de lichtsnelheid, waardoor vernietiging zonder enige waarschuwing vooraf.

Warmte === overlijden: 10 ¹⁵⁰ + jaar vanaf nu ===

De hitte de dood is een mogelijke eindtoestand van het universum, geschat op na 10 ¹⁵⁰ jaar, waarin het "down lopen" naar een staat van geen thermodynamische vrije energie aan beweging of leven in stand. In fysiek opzicht is het bereikte maximale entropie (hierdoor is de term 'entropie' wordt vaak verward met Heat Death, tot het punt van entropie wordt bestempeld als de "kracht het doden van het universum"). De hypothese van een universele warmte dood komt voort uit de jaren 1850 ideeën van William Thomson (Lord Kelvin) ^[14], die geëxtrapoleerd de theorie van de warmte opvattingen van mechanische energie verloren in de natuur, zoals neergelegd in de eerste twee wetten van de thermodynamica, de universele werking.

Referenties bewerken

</rev>

Externe links bewerken

PBS Online (2000). Van de Big Bang tot het einde van het heelal - The Mysteries van het Deep Space Timeline. Ontvangen 24 maart 2005.
Schulman, Eric (1997). ~ vze3fs8i/hist/hist.html De geschiedenis van het Heelal in 200 woorden of minder. Ontvangen 24 maart 2005.
Space Telescope Science Institute Office of Public Outreach (2005). Huis van de Hubble Space Telescope. Ontvangen 24 maart 2005.
Fermilab graphics (zie "Energie-tijdlijn van de Big Bang tot het heden" en "Geschiedenis van het Universum Poster")
Exploring Time van Planck tijd om de levensduur van het heelal
Astronomen 'eerste gedetailleerde hint van wat er gaande was op minder dan een biljoenste van een seconde na het begin der tijden
The Universe Adventure
~ wright / cosmology_faq.html Kosmologie FAQ, Professor Edward L. Wright, UCLA

{ {Big Bang tijdlijn}}

Sean Carroll op de pijl van de tijd (Deel 1),De oorsprong van het universum en de pijl van de tijd, Sean Carroll, video, Chast 2009, Templeton, Faculteit der Natuurwetenschappen, Universiteit van Sydney, november 2009, TED.com
Een universum van Nothing, video, Lawrence Krauss, AAI 2009, YouTube.com

Categorie: Astronomie tijdslijnen Categorie: Fysische kosmologie Categorie: Big Bang

<- Interwikies ->

↑ { {Citeren tijdschrift | eerste = E. | laatste = Komatsu | jaar = 2009 | title = Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Opmerkingen: kosmologische interpretatie | journal = Astrophysical Journal Supplement | volume = 180 | onderwerp = 2 | page = 330 | bibcode = 2009ApJS .. 180 .. 330K | doi = 10.1088/0067-0049/180/2/330 | last2 = Dunkley | first2 = J. | last3 = Nolta | first3 = M. R. | last4 = Bennett | first4 = C. tijdschrift | eerste = Eloisa | laatste = Menegoni | first2 = Silvia | last2 = Galli | first3 = James G. | last3 = Bartlett | first4 = CJAP | last4 = Martins | first5 = Alessandro | last5 = Melchiorri1 | display-auteurs = 1 | title = Nieuwe bepalingen van variaties van de fijne structuur constante van CMB anisotropie | journal = Physical Review = 2009PhRvD .. 80h7302M}}
↑ ^a ^b Ryden B: "Inleiding tot de kosmologie", pg. 196 Addison-Wesley 2003
↑ de tijdschaal van maken
↑ ~ wright / BBNS.html gedetailleerde planning van de Big Bang nucleosynthese processen
↑ { {citeren tijdschrift | title = Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Opmerkingen:. Data Processing, Sky Maps, en Basic Resultaten | eerste = G. | Laatste = Hinshaw | medeauteurs = et al.. | Journal = Astrophysical Journal Supplement | volume = 180 | onderwerp = 2 | pagina's = 225-245 | jaar = 2009 | url = http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers / fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf | format = PDF | doi = 10.1088/0067-0049/180/2/225 | arXiv = 0803,0732 | bibcode = 2009ApJS .. 180 .. 225H}}
↑ Mukhanov, V:. "Physical fundamenten van de kosmologie ', pag. 120, Cambridge 2005
↑ snuffelen Uit de eerste sterren; physorg.com
↑ APOD: 2007 September 6 - Time Tunnel <! - Bot gegenereerd titel ->
↑ "New Scientist" 14 juli 2007
↑ . html HET Helpt Astronomen Lees geheimen van een van de meest verre objecten heelal <-! Bot gegenereerd titel ->
↑ nasa.gov/apod/ap040309.html APOD: 2004 09 maart - De Hubble Ultra Deep Field <-! Bot gegenereerd titel ->
↑ Eduardo F. del Peloso A1A, Licio da Silva a1, Gustavo F . Porto de Mello en Lilia I. Arany-Prado (2005), "De leeftijd van de Galactische dunne schijf van Th / Eu Nucleokosmochronologie: uitgebreide steekproef" (Proceedings van de Internationale Astronomische Unie (2005), 1: 485-486 Cambridge University Press)
↑ ^a ^b ^c ^d A stervende universum: het lot op lange termijn en de evolutie van astrofysische objecten, Fred C. Adams en Gregory Laughlin, Recensies van de moderne fysica' '69 ', # 2 (april 1997), pp 337-372 . { {Bibcode | 1997RvMP ... 69 .. 337A}}. DOI: 10.1103/RevModPhys.69.337..
↑ Thomson, William. (1851). "Op de dynamische theorie van de Heat, met numerieke resultaten afgeleid van gelijkwaardige heer Joule's van een thermische eenheid, en M. Regnault de opmerkingen op Steam." Fragmenten. [§ § § § 1-14 & 99-100], transacties van de Royal Society of Edinburgh, maart, 1851, en Philosophical Magazine IV. 1852, [van wiskundige en fysische Papers, vol. i, art. XLVIII, p 174]

[1] { {Citeren tijdschrift | eerste = E. | laatste = Komatsu | jaar = 2009 | title = Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Opmerkingen: kosmologische interpretatie | journal = Astrophysical Journal Supplement | volume = 180 | onderwerp = 2 | page = 330 | bibcode = 2009ApJS .. 180 .. 330K | doi = 10.1088/0067-0049/180/2/330 | last2 = Dunkley | first2 = J. | last3 = Nolta | first3 = M. R. | last4 = Bennett | first4 = C. tijdschrift | eerste = Eloisa | laatste = Menegoni | first2 = Silvia | last2 = Galli | first3 = James G. | last3 = Bartlett | first4 = CJAP | last4 = Martins | first5 = Alessandro | last5 = Melchiorri1 | display-auteurs = 1 | title = Nieuwe bepalingen van variaties van de fijne structuur constante van CMB anisotropie | journal = Physical Review = 2009PhRvD .. 80h7302M}}

[autogenerated1-2] Ryden B: "Inleiding tot de kosmologie", pg. 196 Addison-Wesley 2003

[3] tijdschaal van maken

[4] ~ wright / BBNS.html gedetailleerde planning van de Big Bang nucleosynthese processen

[5] { {citeren tijdschrift | title = Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Opmerkingen:. Data Processing, Sky Maps, en Basic Resultaten | eerste = G. | Laatste = Hinshaw | medeauteurs = et al.. | Journal = Astrophysical Journal Supplement | volume = 180 | onderwerp = 2 | pagina's = 225-245 | jaar = 2009 | url = http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers / fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf | format = PDF | doi = 10.1088/0067-0049/180/2/225 | arXiv = 0803,0732 | bibcode = 2009ApJS .. 180 .. 225H}}

[6] Mukhanov, V:. "Physical fundamenten van de kosmologie ', pag. 120, Cambridge 2005

[7] snuffelen Uit de eerste sterren; physorg.com

[8] APOD: 2007 September 6 - Time Tunnel <! - Bot gegenereerd titel ->

[9] "New Scientist" 14 juli 2007

[10] . html HET Helpt Astronomen Lees geheimen van een van de meest verre objecten heelal <-! Bot gegenereerd titel ->

[11] sa.gov/apod/ap040309.html APOD: 2004 09 maart - De Hubble Ultra Deep Field <-! Bot gegenereerd titel ->

[12] Eduardo F. del Peloso A1A, Licio da Silva a1, Gustavo F . Porto de Mello en Lilia I. Arany-Prado (2005), "De leeftijd van de Galactische dunne schijf van Th / Eu Nucleokosmochronologie: uitgebreide steekproef" (Proceedings van de Internationale Astronomische Unie (2005), 1: 485-486 Cambridge University Press)

[dying-13] A stervende universum: het lot op lange termijn en de evolutie van astrofysische objecten, Fred C. Adams en Gregory Laughlin, Recensies van de moderne fysica' '69 ', # 2 (april 1997), pp 337-372 . { {Bibcode | 1997RvMP ... 69 .. 337A}}. DOI: 10.1103/RevModPhys.69.337..

[14] Thomson, William. (1851). "Op de dynamische theorie van de Heat, met numerieke resultaten afgeleid van gelijkwaardige heer Joule's van een thermische eenheid, en M. Regnault de opmerkingen op Steam." Fragmenten. [§ § § § 1-14 & 99-100], transacties van de Royal Society of Edinburgh, maart, 1851, en Philosophical Magazine IV. 1852, [van wiskundige en fysische Papers, vol. i, art. XLVIII, p 174]

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]