Big Bang: Forskelle mellem versioner

13 bytes tilføjet ,  for 11 år siden
m
Link
m (Bot Tilføjer: krc:Уллу атылыу)
m (Link)
Det tidlige univers havde [[Homogenitet|homogent]] og [[Isotropi|isotropt]] en ufattelig høj energitæthed og tilsvarende høj temperatur og tryk. Det udvidede sig, hvorved det afkøledes, og undergik derved [[Fase (stof)|faseovergange]], som kan sammenlignes med kondensering af damp eller vands overgang til is, når det afkøles, men i universets tilfælde relateret til [[Elementarpartikel|elementarpartikler]].
[[Fil:CMB Timeline75.jpg|300px|thumb|Universets udvidelse ifølge WMAP.]]
Omkring 10<sup>-35</sup> sekunder efter [[Planck-æra]]en fik en faseovergang universet til at vokse [[Eksponentiel udvikling|eksponentielt]] i det tidsrum, der kaldes [[kosmisk inflation]]. Da inflationen standsede, fandtes universets materielle bestanddele i form af [[Kvark (fysik)|kvark]]-[[Elementarpartikel|gluon]] plasma (som også inkluderer alle andre partikler— og som muligvis for nylig er produceret eksperimentelt som en kvark-gluon væske [http://www.aip.org/pnu/2005/split/728-1.html]) i hvilken de indgående partikler bevægede sig relativistisk. Temperaturen fortsatte med at falde i takt med universets vækst, og ved en lidt lavere temperatur skete endnu en overgang (som endnu ikke er fuldt forstået), og som kaldes [[baryogenese]], hvor kvarker og gluoner kombineredes til [[Hadron|baryoner]] som [[proton]]er og [[neutron]]er, hvorved den hidtil uforklarede [[asymmetri]] mellem [[Stof (fysik)|stof]] og [[antistof (fysik)|antistof]] opstod. Endnu lavere temperaturer førte til yderligere [[symmetribrud]] ved faseovergange, som skabte de fundamentale fysiske [[kraft|kræfter]] og elementarpartikler i den form, de har nu. Endnu senere kombineredes protoner og neutroner og dannede universets [[deuterium]]- og [[helium]]-[[atomkerne]]r i en proces, som kaldes [[nukleosyntese]]. Ved fortsat afkøling nåedes en temperatur, hvor stoffet efterhånden holdt op med at bevæge sig relativistisk, og hvor tætheden af dets [[hvilemasse]]energi begyndte at dominere [[Gravitation|tyngdekraftmæssigt]] over den [[elektromagnetisk stråling|elektromagnetiske stråling]]. Efter omkring 300.000 år samledes atomkernerne og de frie elektroner til atomer (primært [[brint]]). Herved afkobledes forbindelsen mellem stof og stråling (universet blev ''transparent'') og strålingen fortsatte gennem rummet i det store og hele upåvirket af stof - og med en [[bølgelængde]], som efterhånden er strakt ud af den fortsatte udvidelse af universet. Den således frigjorte og udstrakte stråling er den, vi kender som den kosmiske baggrundsstråling.
 
Som tiden gik, begyndte tyngdetiltrækningen i regioner med en lille ekstra tæthed af det ellers næsten ensartet fordelte stof at tiltrække det nærliggende stof og derved blive endnu tættere, så der efterhånden dannedes gasskyer, [[stjerne]]r og galakser og de øvrige astronomiske strukturer, som kan observeres nu. Detaljerne i denne proces afhænger af mængden og arten af stof i universet. De tre mulige typer er kendt som [[koldt mørkt stof]], [[varm mørkt stof]] og baryonisk stof. De bedste foreliggende målinger (fra [[WMAP]]) viser, at den fremherskende form for stof i universet er koldt mørkt stof. De to andre typer udgør mindre end 20% af stoffet i universet.
671

redigeringer