Az Univerzum vázlatos története

Az Univerzum fejlődésének vázlatos történetét a 6.4 ábra és 6.1 táblázat mutatják be. Az ősrobbanás után az ún. Planck-korszak következett, leírására a kvatumgravitáció lenne alkalmas, ez az elmélet azonban még nem ismert. Szokás ezt a hiányzó elméletet a Mindenség elméletének (Theory of Everything; TOE) is nevezni, ez összes változatában egyesíti a négy kölcsönhatást. Elsőként a gravitáció szakad le'', az erős és elektrogyenge kölcsönhatások egyesített leírását a (megfigyelésekkel egyelőre meg nem erősített) nagy egyesített elméletek kísérelik meg.

6.4. Ábra: Az Univerzum 13,77 milliárd éves története vázlatosan a Planck-korszaktól (kvantumfluktuációk), infláción, lecsatolódási és sötét korszakokon át, a struktúra kialakulásán keresztül, a sötét energia által dominált jelenig. [http://map.gsfc.nasa.gov/media/060915/060915_CMB_Timeline150.jpg]

A standard kozmológiai modell problémáit az infláció korszaka oldja fel. Ennek során az Univerzum a fénynél sebesebben tágul, miközben nagysága megtöbbszöröződik. Az inflációs korszak során, $10^{12}$ TeV energián az erős kölcsönhatás leválik az elektrogyengéről. A fénynél gyorsabb tágulást az inflaton tér hozza létre. Az inflációs korszak az inflatonok bomlásával ér véget, a bomlástermékek a részecskefizikai standard modell elemi részecskéi (leptonok, kvarkok, mérték bozonok), valamint esetleg még nem ismert részecskék. A részecske-antirészecske aszimmetria létrejött, viszont kialakulási mechanizmusa nem ismert.

A $T\approx 10^{15}$ K ($100$ GeV) hőmérséklettől^6.5 kezdve kialakult az Univerzum domináns anyag-tartalma: elektronok, kvarkok, fotonok és neutrinók hatnak kölcsön egymással plazma állapotban. A kvarkok $T\approx 10^{12}$ K ($% 0,1$ GeV) hőmérsékleten tömörülnek protonokba és neutronokba, a kialakult nukleonok pedig $10^{10}$ K hőmérsékleten egyszerű atommagokba. A sugárzás (fotonok) energiasűrűsége nagyobb a részecskékénél, azonban $10000$ K-nél a két energiasűrűség megegyezik (a tömeges részecskék termikus mozgásából származó sebessége addigra már nemrelativisztikus; $p\ll \rho$ por közelítés lép érvénybe). Ezt követően már por-dominált az Univerzum.

Az atomok $3000$ K-nél alakulnak ki, ez a rekombináció korszaka. A korábban az elektronokkal kölcsönható sugárzás számára az Univerzum átlátszóvá válik (lecsatolódás). Kvalitatív vizsgálatok céljából a fotonok anyagról történő lecsatolódását pillanatszerűnek tekintjük. Ebben a közelítésben az összes foton azonos időpontban szóródott utoljára, az utolsó szóródási felületen (surface of last scattering; SLS).

A lecsatolódott sugárzás függetlenül fejlődik és hűl tovább, amint tágul az Univerzum, ez a kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás. A háttérsugárzás intenzitásának frekvenciafüggése a Planck-eloszlást követi, amely meghatározza mindenkori hőmérsékletét. Lecsatolódáskor ez a sugárzás még nem volt mikrohullámú, ez csupán a napjainkban észlelhető $2,725$ K hőmérsékletét jellemzi (az intenzitásmaximum a mikrohullámú tartományban található).

A lecsatolódás után a sötét korszak'' kezdődött, amikor a részecskék gravitációs kollapszusa még nem hozott létre világító égitesteket, a háttérsugárzás pedig már nem volt a látható tartományban.

A struktúraképződés a galaxisok és galaxishalmazok kialakulását jelenti. Ez egy hosszú folyamat, amelyet a gravitációs vonzás szabályoz, modellezését pedig a perturbációk struktúrákhoz vezető növekedése miatt szükségessé váló nemlineáris fejlődés igen megnehezíti. Részletei erősen függenek a sötét anyag és barionikus anyag arányától.

A késői Univerzumban mind a sugárzás, mind a por energiasűrűsége igen lecsökkent, és a sötét energia taszító hatása vált dominánssá. A tágulás dinamikája a kozmológiai közelmúltban ($z<2$) a sötét energia által okozott gyorsulást mutatja.

Az Univerzum további sorsa a sötét energia természetének függvénye. Exponenciális tágulástól a gyorsuló tágulás megtorpanásáig és újabb szingularitásba való összehúzódásig sokféle forgatókönyv kompatibilis a jelenleg rendelkezésre álló megfigyelésekkel.

6.1. Táblázat: Az Univerzum fejlődésének fontosabb momentumai.

korszak	idő / hőmérséklet /	jellemzők
(energia)	vöröseltolódás
Planck-korszak		kvantumgravitáció
infláció	$<10^{-10}$ s	az Univerzum nagysága
($>86$ GeV)	$>10^{15}$ K	rövid idő alatt
	$>3,7\times 10^{14}$	megsokszorozódik
kvark-plazma	$10^{-10}\div 10^{-4}$ s	sugárzás (fotonok) és
($86$ MeV$\div 86$ GeV)	$10^{12}\div 10^{15}$ K	anyag (kvark, elektron,
		neutrínó) kölcsönhatnak
	$3,7\times \left( 10^{11}\div 10^{14}\right)$
nukleon-plazma	$10^{-4}\div 1$ s	protonok és neutronok
( $0,86\div 86$ MeV)	$10^{10}\div 10^{12}$ K	kialakulása; sugárzás és
	$3,7\times \left( 10^{9}\div 10^{11}\right)$	anyag kölcsönhat
sugárzás-dominált	$1\div 10^{12}$s	atommagok kialakulása
plazma	$9000\div 10^{10}$ K	(nukleoszintézis);
($0,78$ eV$\div 0,86$ MeV)	$3280\div 3,7\times 10^{9}$	neutrínók kölcsönhatása
		elhanyagolható; sugárzás
		anyaggal kölcsönhat
por-dominált plazma	$10^{12}\div 10^{13}$ s	sugárzás és anyag
( $0,26\div 0,78$ eV)	$3000\div 9000$ K	kölcsönhat
	$1100\div 3280$
struktúra-képződés	$10^{13}$ s $\div$ napjaink	atomok kialakulása
( $2\times 10^{-4}\div 0,26$ eV)	$2,72\div 3000$ K	(rekombináció);
	$0\div 1100$	lecsatolódás; a CMB
		független fejlődése;
		struktúra kialakulása
a jövő	a sötét energia jellege határozza meg