Хронологія Всесвіту — опис історії та майбутнього Всесвіту відповідно до космології Великого вибуху. Це найпоширеніша наукова модель, яка описує, як розвивався Всесвіт від Великого вибуху до сьогодення, а також робить передбачення для його еволюції в наступні мільярди років. Сучасні уявлення про основні етапи розвитку Всесвіту ґрунтуються на таких теоріях, як загальна теорія відносності (особливо рівняння Фрідмана), космічна інфляція, теорія ієрархічного формування великомасштабної структури, теорії зоряного населення та еволюції галактик.
Під час Великого вибуху Всесвіт розпочався у космологічній сингулярності, поблизу якої відомі нині закони фізики ще не працювали. Час, що минув від Великого вибуху до сьогодення, називають віком Всесвіту й оцінюють у 13,8 млрд років. Весь цей час тривало розширення Всесвіту, на тлі якого відбувалися інші процеси, за якими історію розвитку Всесвіту можна поділити на такі основні етапи:
Планківська епоха — момент, з якого починають діяти закони сучасної фізики Інфляційна стадія. На цій стадії відбувається різке збільшення розмірів Всесвіту, а наприкінці — його значне нагрівання. Епоха домінування випромінювання. Основна стадія раннього Всесвіту. Температура поступово знижується, і на її початку електрослабка взаємодія відокремлюється від сильної, після чого утворюються кварки. Згодом настають послідовні епохи адронів і лептонів, а під час епохи нуклеосинтезу формуються звичні нам хімічні елементи. Епоха домінування речовини. На початку цієї епохи електромагнітне випромінювання відокремлюється від речовини, утворюючи реліктовий фон. Потім настають темні віки, які закінчуються, коли випромінювання перших зір повторно йонізує речовину. -домінування. Сучасна епоха, домінування темної енергії (-члену).
Весь цей час розширення Всесвіту призводило до його поступового охолодження. Після утворення реліктового фону еволюція речовини відокремилась від еволюції випромінювання, і речовина набула змоги утворювати під впливом гравітаційної взаємодії скупчення різних масштабів — зорі, зоряні скупчення, галактики та скупчення галактик. Еволюція зір і втрата ними маси призводила до зміни хімічного складу Всесвіту і його збагачення важкими елементами. Ці елементи відіграли провідну роль у формуванні Землі та виникненні життя на ній.
Екстраполяція стандартної космологічної моделі в майбутнє передбачає теплову смерть Всесвіту — його повільне необмежене охолодження. Втім не можуть бути виключені й більш екзотичні сценарії, такі як Великий розрив або Велике стискання.
Таблиця хронології Всесвіту Епоха Час Червоне зміщення Температура випромінювання Опис Планківська епоха Коли вік Всесвіту менший за планківський час, звичайні уявлення про простір і час можуть втрачати чинність. В планківську епоху, ймовірно, у фізиці домінували ефекти квантової гравітації. Епоха великого об'єднання Три сили Стандартної моделі (окрім гравітації) все ще об'єднані в межах Теорії великого об'єднання. Епоха інфляціїЕлектрослабка епоха Космічна інфляція розширює простір приблизно в 1026 разів за час від 10 до 10 с. За цей час Всесвіт охолоджується з 1027 до 1022 К. Сильна взаємодія відділяється від електрослабкої взаємодії. Кінець Електрослабкої епохи 10 с 10 K(150 ГеВ) Поки температура не опуститься нижче 150 ГеВ, середня енергія взаємодій частинок достатньо висока, щоб описувати їх як обмін векторними бозонами W₁, W₂, W₃ і B (електрослабка взаємодія) та скалярними бозонами H⁺, H⁻, H⁰, H⁰* (взаємодія Хіггса). У цій картині вакуумне середнє значення поля Хіггса дорівнює нулю (тому всі ферміони безмасові), всі електрослабкі бозони безмасові (вони ще не поглинули компонент поля Хіггса, щоб стати масивними), а фотони (γ) ще не існують (вони з'являться після фазового переходу як лінійна комбінація бозонів B і W₃: γ = B cos θW + W₃ sin θW, де θW — кут Вайнберга). Кваркова епоха Сили Стандартної моделі перебудувалися у «низькотемпературну» форму: взаємодії Хіггса та електрослабка взаємодія реорганізувалися в масивний бозон Хіггса H⁰, слабку взаємодію передають масивні бозони W⁺, W⁻ і Z⁰, а електромагнітну — безмасові фотони. Поле Хіггса має ненульове значення у вакуумі, що надає масу ферміонам. Енергії занадто високі для об'єднання кварків у адрони, тому утворюється кварк-глюонна плазма. Адронна епоха Кварки зв'язуються в адрони. Невелика асиметрія між матерією та антиматерією з попередніх етапів (баріонна асиметрія) призводить до знищення антибаріонів. До 0,1 с мюони та піони перебувають у термодинамічній рівновазі й переважають баріони приблизно у співвідношенні 10:1. Близько кінця цієї епохи залишаються лише легкі стабільні баріони (протони та нейтрони). Завдяки достатньо високій щільності лептонів протони та нейтрони швидко перетворюються один на одного під дією слабкої взаємодії. Через більшу масу нейтрона початкове співвідношення нейтронів до протонів, яке спочатку становило 1:1, починає зменшуватися. Декаплінг нейтрино 1 с (1 МеВ) Нейтрино припиняють взаємодіяти з баріонною матерією й утворюють нейтринне реліктове випромінювання. Відношення кількостей нейтронів і протонів «заморожується» на рівні приблизно 1:6. Сфера простору, яка згодом стане спостережуваним Всесвітом, на цьому етапі має радіус близько 10 світлових років. Лептонна епоха Лептони та антилептони залишаються в термодинамічній рівновазі — енергія фотонів усе ще достатньо висока для утворення електрон-позитронних пар. Первинний нуклеосинтез Протони та нейтрони зв'язуються у первинні атомні ядра: водень і гелій-4. Також утворюються невеликі кількості дейтерію, гелію-3 і літію-7. Наприкінці цієї епохи сферичний об'єм простору, який згодом стане спостережуваним Всесвітом, має радіус близько 300 світлових років, а густина баріонної матерії становить близько 4 грамів на кубічний метр (приблизно 0,3 % густини повітря на рівні моря). Однак більша частина енергії в цей час міститься в електромагнітному випромінюванні. Фотонна епоха Всесвіт складається з плазми, що містить ядра, електрони та фотони. Температура занадто низька для утворення електрон-позитронних пар, але занадто висока для зв'язування електронів з ядрами. Рекомбінація 18 тис.р ~ 370 тис.р 6000 ~ 1100 4000 K(0.4 еВ) Електрони та атомні ядра вперше зв'язуються, утворюючи нейтральні атоми. Фотони більше не перебувають у термодинамічній рівновазі з матерією, і Всесвіт уперше стає прозорим. Рекомбінація триває приблизно 100 тисяч років, упродовж яких Всесвіт поступово стає дедалі прозорішим для фотонів. Фотони реліктового випромінювання виникають саме в цей час. На цьому етапі сферичний об'єм простору, що стане спостережуваним Всесвітом, має радіус 42 мільйони світлових років. Густина баріонної матерії становить близько 500 мільйонів атомів водню та гелію на кубічний метр, що приблизно в мільярд разів перевищує сучасну. Ця густина відповідає тиску порядку 10⁻¹⁷ атм. Темні віки (Повністю завершуються лише приблизно за 1 млрд р) Період між рекомбінацією та формуванням перших зір. У цей час єдиним джерелом фотонів є випромінювання водню на лінії 21 см. Фотони реліктового випромінювання швидко (протягом приблизно 3 млн р.) змістились в інфрачервону область спектра, і Всесвіт був позбавлений видимого світла. Утворення й еволюція зір і галактик Найдавніші галактики: від 300—400 млн р? (перші зорі: так само або раніше). Сучасні галактики: 1 млрд р ~ 10 млрд р? Від ~20 From about 60 K Найдавніші відомі галактики існували приблизно за 380 млн р. після Великого вибуху. Галактики починають об'єднуватися в «протоскупчення» приблизно через 1 млрд р. (червоне зміщення z = 6), у скупчення галактик — від 3 млрд р. (z = 2.1), а в надскупчення — приблизно від 5 млрд р. (z = 1.2). Реіонізація 20 ~ 6 Цим періодом датуються найвіддаленіші астрономічні об'єкти, які можна спостерігати за допомогою телескопів. У цей же період формуються перші «сучасні» зорі населення I. Сучасність 13,8 млрд р 0 2.7 K Зараз найдальшими спостережуваними фотонами є фотони реліктового випромінювання, що прилітають зі сфери радіусом 46 млрд св.р. Об'єм всередині неї називають спостережуваним Всесвітом. Альтернативні поділи хронології (які перекривають кілька з наведених вище епох) Епоха домінування випромінювання Від інфляції (10−32с) до 47 кр > 3600 > 10 K Протягом цього часу в густині енергії домінують безмасові та легкі ультрарелятивістські частинки, такі як фотони та нейтрино, що рухаються зі швидкістю світла або близько до неї. Епоха домінування матерії Протягом цього часу в густині Всесвіту домінує енергія матерії (темної та баріонної). Епоха домінування темної енергії > 9.8 Гр < 0.4 < 4 K Густина матерії падає нижче густини темної енергії, і розширення Всесвіту починає прискорюватися. Цей момент приблизно збігається з часом формування Сонячної системи та виникненням життя на Землі. Зоряна епоха Період між утворенням перших зір (населення III) і припиненням зореутворення, після чого від зір залишаться лише вироджені залишки. Далеке майбутнє > 100 Tр < −0.99 < 0.1 K Зоряна епоха закінчиться, коли зорі поступово згаснуть, а нові народжуватимуться все рідше. Існують різні теорії щодо подальшої долі Всесвіту. За умови розпаду протонів матерія зрештою може випаруватися, що приведе до теплової смерті Всесвіту. В іншому сценарії Всесвіт може стиснутися в Велике стискання. Серед інших можливих сценаріїв кінця Всесвіту — Великий розрив, викликаний хибним вакуумом.
Дуже ранній Всесвіт Всі ідеї, які стосуються раннього Всесвіту (космогонія), є спекулятивними. Жодних експериментів на прискорювачах ще не було проведено, оскільки ще не було досягнуто тих значень енергій, які переважали під час цього періоду.
Планківська епоха 0—10−43 секунди після Великого Вибуху Планківська епоха — це ера в традиційній (яка не піддається інфляції) космології великого вибуху, де температура була така висока, що чотири основні сили — електромагнетизм, гравітація, слабка ядерна взаємодія, і сильна ядерна взаємодія — були однією фундаментальною силою. Мало відомо про фізику за цих температур; різні гіпотези пропонують різні сценарії. Традиційна космологія Великого Вибуху передбачає гравітаційну сингулярність до цього періоду, але ця теорія покладається на загальну теорію відносності і, передбачається, що вона повинна погіршитися відповідно до квантового ефекту. В інфляційній космології час перед кінцем інфляції (приблизно 10−32 секунд після великого вибуху) не відповідає традиційному часовому проміжку традиційної теорії Великого Вибуху.
Епоха Великої уніфікації Між 10−43 секунди і 10 −36 секунди після Великого ВибухуRyden B: «Introduction to Cosmology», pg. 196 Addison-Wesley 2003 Всесвіт розширився й охолодився до перехідної температури, за якої сили відділяються одна від одної. Це є фазові переходи, більш схожі на конденсацію і кристалізацію. Епоха великої уніфікації почалася, коли гравітація відділилася від інших сил природи, які загально відомі як вимірювальні сили. Негравітаційна фізика в цю епоху була б описана як так звана теорія Великої Уніфікації (ТВУ). Епоха Великої Уніфікації закінчилась тоді, коли сили ТВУ надалі поділяються на сильну й електрослабку сили.
Електрослабка епоха Між 10−36 секунди (або кінець інфляції) і 10−32 секунди після Великого Вибуху Згідно з космологією традиційного Великого Вибуху, електрослабка епоха почалася в 10−36 секунди після Великого Вибуху, тоді, коли температура Всесвіту була досить низькою (1028 К), щоб відділити сильну силу від електрослабкої (назва для об'єднання сил електромагнетизму і слабкої взаємодії) сили. В інфляційній космології електрослабка епоха закінчується тоді, коли починається інфляційна епоха (приблизно в 10−32 секунди).
Інфляційна епоха Тривалість невідома, закінчується 10−32 (?) секунд після Великого Вибуху