Astronomia pozagalaktyczna Wykład 8 Wczesny Wszechświat

1. Astronomia pozagalaktyczna Wykład 8 Wczesny Wszechświat

2. Wczesny Wszechświat Od warunków panujących we wczesnym Wszechświecie zależy bardzo wiele, m.in. obserwowana względna zawartość H i He. Do zrozumienia tego, co działo się we wczesnym Wszechświecie potrzebna jest nam znajomość procesów fizycznych zachodzących w ekstremalnych warunkach. Większość modeli kosmologicznych charakteryzuje R = 0 dla t = 0. Wielki Wybuch (Big Bang) Oznacza to bardzo duże gęstości i temperatury we wczesnych stadiach historii Wszechświata. Średnia gęstość Wszechświata zmienia się z R(t) jak: ρm~ R(t)-3 W oddziaływaniach między cząstkami kluczową rolę odgrywa jednak temperatura. Temperatura promieniowania, które wypełnia cały Wszechświat, znanego obecnie jako kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła (CMBR). T ~ R(t)-1 TR(t) = const = T0

3. Alpher Bethe Gamow Wczesna historia promieniowania tła (1) George Gamow – W jaki sposób powstały pierwiastki ? reakcje syntezy -> gorący wczesny Wszechświat 1948– Ralph A. Alpher, Hans Bethe, George A. Gamow, Physical Rev. 73,803 (αβγ/praca alfabetyczna) – The origin of chemical elements 1948 – Alpher i Herman -Physical Rev. 74,1198 – Thermonuclear Reactions in the Expanding Universe przewidywanie temperatury promieniowania tła: 5 K.

4. 1950 – F.Hoyle (program BBC) –Big Bang (Wielki Wybuch) Sir Fred Hoyle Wczesna historia promieniowania tła (2) 1946- Herman Bondi, Thomas Gold, Sir Fred Hoyle – teoria stanu stacjonarnego 1957– E. Margaret Burbidge, Geoffrey R. Burbidge, William A. Fowler, i Fred Hoyle –Rev. of Modern Physics, 29, 547- Synthesis of the elements in stars (praca B2FH)

5. Arno A. Penzias    ... i ich zabawka (Holmdel) Robert W. Wilson Wczesna historia promieniowania tła (3) 1964– Robert Dicke, P.J.E. Peebles (Princeton) – powtórzone przewidywanie istnienia promieniowania tła (T ~ 10 K) Dicke, Peebles, Roll, Wilkinson, 1965, Astrophysical Journal 142,414 Penzias & Wilson, 1965, Astrophysical Journal 142,419 T ~ 3 K

6. Satelita COBE (Cosmic Microwave Background Explorer) 18 XI 1989 — 21 IX 1993Rozdzielczość: około 7°

7. COBE: Far Infrared Absolute Spectrophotometer (FIRAS) T = 2,725 ± 0.002 K λmax [m] = 0.0029 / T [K] = 1.06 mm 2,728 ± 0.004 K

8. COBE -Difference Microwave Radiometer (DMR):

9. COBE -Difference Microwave Radiometer (DMR): Anizotropie MPT występują dopiero na poziomie 1/100000 średniej temperatury. Jest to ślad niejednorodnego rozkładu materii we wczesnym Wszechświecie.

10. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Start: 30 VI 2001 orbita: okolice L2, 5 pasm w zakresie między 22 a 90 GHz

11. WMAP: oczekiwania

12. WMAP: anizotropie (po roku obserwacji)

13. WMAP: anizotropie (po 3 latach obserwacji)

14. który obowiązuje dla v « c. Drugi wyraz powoduje powstanie dipolowej anizotropii (DA), o różnicy 3,36 mK. Kosmiczne promieniowanie tła (CBR) Z wyników COBE i WMAP-a wynika jednoznacznie, że kształt CBR jest planckowski -> Nobel 2006 (Mather, Smoot). Strumień Hubble’a nie daje przesunięcia dopplerowskiego względem CMBR. Przesunięcia takie dają jednak ruchy własne galaktyk. Można je interpretować jako zmianę mierzonej temperatury CBR: Z obserwacji mamy: v = 370 ± 10 km/s Oś DA: (α,δ) = (11.2h, -7º) Lew/Puchar GL względem SH: 600 km/s (Wąż Wodny)

15. Ewolucja temperatury CBR Efekt rozszerzania się Wszechświata na długość fali CBR jest następująca: λ(t)/λ0 = R(t)/R(t0) = R(t) Widmo CDC, jeśli wszystkie fotony są przesunięte ku czerwieni w ten sam sposób, pozostaje widmem CDC. Oczywiście: λmax ∝ R(t) Z prawa przesunięć Wiena wiadomo jednak, że temperatura CDC jest związana z λmax w następujący sposób: T(t) ∝λmax-1 = R(t)-1 Inaczej można zapisać: TR = const Zależność ta pozwala wyznaczyć T w dowolnym momencie dla danego modelu kosmologicznego. W szczególności dla modeli kosmologicznych z WW, R(t → 0) = 0, mamy T →∞. Scenariusz gorącego Wielkiego Wybuchu Hot Bing Bang

16. PROMIENIOWANIE STAŁA KOSMOLOGICZNA (CIEMNA ENERGIA) KRZYWIZNA CZASOPRZESTRZENI MATERIA PROMIENIOWANIE Gęstość energii promieniowania CDC jest równa urad = aT4. Biorąc pod uwagę równoważność masy i energii (Espocz = mc2), dostaniemy: Ewolucja gęstości energii Co w danym momencie decyduje o ewolucji Wszechświata ? urad,0 = 4,1 x 10-14 J/m3 ρrad,0 = 4,6 x 10-34 g/cm3 czyli ρrad∝ R-4

17. KRZYWIZNA CZASOPRZESTRZENI Z porównania wyrazów w równaniu Friedmanna mamy: ρk = 3kc2/8πGR2∝ R-2 MATERIA STAŁA KOSMOLOGICZNA (CIEMNA ENERGIA) Dla materii jest oczywiste, że: ρm∝ R-3 Ponownie z porównania wyrazów w równaniu Friedmanna mamy: ρΛ= Λc2/8πG ∝ R0 Ewolucja gęstości energii ρm,0 = 2,7 x 10-30 g/cm3, um,0 = 2,4 x 10-10 J/m3 Nie znamy wartości k ! Gęstość ciemnej energii: uvac = uΛ = ρΛc2 = Λc4/8πG. Szacunki: ρΛ,0≈ 10-29 g/cm3, uΛ,0 = 9 x 10-10 J/m3

18. Z porównania ρrad,0 = ρm,0 mamy: Ery dominacji materii i promieniowania Z tego, że ρrad∝ R-4 i ρm∝ R-3 oraz ρrad,0 < ρm,0wynika, że kiedyś musiało byćρrad,0 = ρm,0(jeśli R rośnie z czasem).

19. czyli wtedy, kiedy i Wiek Wszechświata jest wtedy równy: czyli ≈ 3000 lat Uwzględnienie neutrin zmienia te wartości, np. Ery dominacji materii i promieniowania (2)

20. skąd mamy Ponieważ RT = const, co prowadzi do wyrażeń: Era dominacji promieniowania Młody Wszechświat był płaski (k = 0) i zdominowany przez promieniowanie. Możemy więc zapisać równanie Friedmanna w następującej postaci:

21. skąd mamy: Era dominacji promieniowania (2) Całkujemy to równanie zakładając, że T(0) = ∞. Dostajemy: Czyli w erze dominacji promieniowaniaT ∝ t-1/2, a R ∝ T-1∝ t1/2. W erze dominacji materii mieliśmy:R ∝ t2/3.

22. Era rekombinacji i ostatnie rozproszenie Kiedy temperatura CBR była bardzo wysoka, typowa energia fotonu była większa od 13,6 eV (energia jonizacji atomu H). W tym stanie materia barionowa musiała być zjonizowana. Istnieje duża różnica pomiędzy nieprzezroczystością materii zjonizowanej (plazmy) i niezjonizowanej. Fotony oddziałują z plazmą głównie poprzez rozpraszanie na wolnych elektronach (rozpraszanie Thomsona). Warunkiem uformowania się widma CDC są częste oddziaływania, co jest spełnione w tym przypadku. Interpretacja planckowskiego kształtu CBR jest więc taka, że powstało ono w czasie, kiedy Wszechświat składał się z gorącej plazmy (w erze dominacji promieniowania). Średnia droga swobodna fotonu była wtedy bardzo mała, ale zwiększała się wraz z rozrzedzeniem materii stając się w pewnym momencie dłuższa ówczesnego wieku Wszechswiata. Od tego momentu (ostatnie rozproszenie/last scattering) materia i promieniowanie ewoluują oddzielnie. W tym samym czasie T spadła na tyle, że możliwe stało się przyłączenie elektronów do atomów (era rekombinacji). „Rekombinacja” związała elektrony prowadząc do spadku nieprzezroczystości, co ostatecznie oddzieliło promieniowanie od materii – Wszechświat stał się przezroczysty dla promieniowania.

23. Pochodzenie CBR Z tamtego okresu pochodzi CBR. Wszechświat miał wtedy około 380 tys. lat, z ≈ 1100, R = 9,1 x 10-4, T ≈ 2500 K

24. Ery dominacji Biorąc pod uwagę zależność ρ(R) dla różnych składników Wszechświata i to, że R(t) będzie stale rósł może być tak, że Wszechświat przejdzie po kolei ery dominacji wszystkich swoich składników. Może być też tak, że któregoś ze składników nie ma, albo jest zaniedbywalny (np. k = 0). • Możliwe scenariusze ewolucji: • Tylko ED materii (od początku W-ta do teraz), • ED promieniowania → ED materii (obecnie), • ED promieniowania → ED materii → ED krzywizny (obecnie), • ED promieniowania → ED materii → ED stałej kosmologicznej (obecnie).

25. Używając wprowadzonych wcześniej gęstości można zapisać równanie Friedmanna dla chwili obecnej w postaci: co można zapisać jako Wszechświat jest płaski (k = 0), jeśli Ery dominacji: zależności Era dominacji H2(R) R(t) H(t) RH(t) -------------------------------------------- Promieniowania ∝ R-4∝ t1/2 1/2t 2ct Materii ∝ R-3∝ t2/3 2/3t 3ct/2 Krzywizny (k<0) ∝ R-2∝ t 1/t ct Krzywizny (k>0) Zahamowanie ekspansji i WZ Stałej kosmologicznej const ∝ eΛt/3 H = c/RH = (Λ/3)1/2 -------------------------------------------- RH = c/H, promień Hubble’a Ewolucja Wszechświata da się opisać za pomocą 4 parametrów kosmologicznych: H0, Ωr, Ωb i ΩΛ.

26. Bardzo wczesny Wszechświat Jak daleko wstecz rozumiemy fizykę Wszechświata ? Czyli do jakich T ? Ziemskie laboratoria: T < 1015 K → t ∼ 10-9 s Oddziaływania cząstek elementarnych opisywane są w ramach modelu standardowego. Oddziaływania grawitacyjne – przez OTW. Fizycy uważają, że ani MS ani OTW nie opisują w pełni podstawowych oddziaływań. Sądzą, że istnieje unifikująca wszystkie oddziaływania teoria wszystkiego (theory of everything, ToE), która pozwoli opisać procesy zachodzące we Wszechświecie młodszym niż ok. 10-43 s (czas Plancka). tPlanck = (Gℏ/c5)1/2 = 5,38 x 10-44 s We wczesnym Wszechświecie materia i promieniowanie tak mocno oddziaływały ze sobą, że znajdowały się w stanie równowagi termicznej. Skład tego Wszechświata zależał od typowej energii oddziaływania między cząstkami elementarnymi, która była rzędu E ∼ kT.

27. Podstawowe oddziaływania Na podstawowym poziomie natura zna cztery oddziaływania, które w obecnym Wszechświecie są rozłączne. Są to: Grawitacyjne – działa na dużych odległościach, najlepiej znane z codziennego życia. Elektromagnetyczne – także działa na dużych odległościach, choć utrzymuje też elektrony w atomach. Silne – działa na odległościach porównywalnych z rozmiarami jądra atomowego. Utrzymuje nukleony w jądrze. Słabe – też działa w skali atomowej. Efektem tego oddziaływania jest np. transformacja neutronu w proton podczas rozpadu β-. Model standardowy łączy trzy ostatnie oddziaływania z tzw. „cząstkami pośredniczącymi”. Są nimi: foton dla oddz. EM, bozony W+, W- i Z0 dla oddziaływań słabych i gluony dla oddziaływań silnych. Podejrzewa się, że wszystkie cztery oddziaływania mogą być manifestacją jednego, fundamentalnego oddziaływania.

28. elektromagnetyczne słabe silne grawitacyjne 103 10-12 elektrosłabe wiek Wszechświata [s] energia oddziaływania [GeV] 1015 10-36 GUT 5x10-44 1019 teoria wszystkiego ToE Ewolucja podstawowych oddziaływań Unifikacje oddziaływań zależą od energii, np. dla energii ok. 1 TeV siły oddziaływań EM i słabego są takie same i oddziaływania te okazują się różnymi przejawami tego samego oddziaływania elektrosłabego. Era Plancka

29. Cząstki złożone z kwarków to hadrony. Są dwa rodzaje hadronów: • bariony, złożone z 3 kwarków, np. proton (uud) • czy neutron (udd), • mezony, złożone z 1 kwarka i 1 antykwarka, • np. pion π+ (ud) Model standardowy: hadrony, kwarki, leptony

30. Model standardowy: rodziny materii

31. γ + γ→ q + q Prawa zachowania W warunkach tak wysokich energii mogą spontanicznie tworzyć się pary cząstka-antycząstka. Przy czym... • ...obowiązują pewne prawa zachowania: • liczby barionowej (LB), barion ma LB = +1, antybarion, LB = -1, • pozostałe cząstki, LB = 0. • liczby leptonowej (LL), lepton ma LL = +1, antylepton, LL = -1, • pozostałe cząstki, LL = 0. • - oczywiście energii i ładunku elektrycznego też... O tym, jaka para cząstek może się tworzyć decyduje temperatura czyli energia oddziaływań, np. dla W-ta w wieku 10-12 s, temperatura wynosi 1016 K, typowa energia fotonu lub cząsteczki 103 GeV, co pozwala na utworzenie pary cząstek o masie m = E/c2 (dowolnej cząstki elementarnej modelu standardowego). γ + γ→ e- + e+ e+ + e-→γ + γ kreacja pary anihilacja

32. Jak to się stało ? Era Plancka t < 5 x 10-44 s, T > 1032 K, E > 1019 GeV Nie wiemy, co się działo w erze Plancka, nie ma jednoznacznie przyjmowanej ToE Po czasie Plancka grawitacja oddzieliła się od pozostałych oddziaływań w procesie, który nazywa się spontanicznym łamaniem symetrii opisywanym przez GUT (grand unification theories), Wielkie Teorie Unifikacji. GUT zawierają ideę inflacji, gwałtownego rozszerzenia się Wszechświata, kiedy t ∼ 10-36 s. Inflacja i koniec wielkiej unifikacji t ∼ 10-36 s, T ∼ 1028 K, E ∼ 1015 GeV

33. elektromagnetyczne słabe silne grawitacyjne 103 10-12 elektrosłabe wiek Wszechświata [s] energia oddziaływania [GeV] 1015 10-36 GUT 5x10-44 1019 teoria wszystkiego ToE Era Plancka Ewolucja podstawowych oddziaływań I N F L A C J A

34. Inflacja: problemy do rozwiązania • Dlaczego CBR jest takie płaskie ? Anizotropie obserwuje się na poziomie 10-5. Zgodnie z prostym obrazem rozszerzającego się W-ta, fotony nadchodzące z przeciwnych kierunków nigdy nie były ze sobą w kontakcie przyczynowym. Można pokazać brak takiego kontaktu dla obszarów oddalonych o 2º na niebie. Skąd Wszechświat „wiedział”, co się dzieje w jego innej części? -> problem horyzontu. • Dlaczego Wszechświat jest bliski płaskiemu (Ω≈ 1) ? Przypuśćmy, że Ω0 = 0,5. Wtedy dla temperatury 1012 K, |Ω – 1| = 2,73 x 10-12. Gdyby w momencie oddzielenia promieniowania od materii Ω = 0,5 to po kilkuset tysiącach lat W-t byłby zbyt rzadki i ekspandujący zbyt szybko, żeby mogły się utworzyć galaktyki i gwiazdy. Gdyby Ω = 2, to po kilkuset tysiącach lat ekspansja by wyhamowała i byłoby już po... Zdechu -> problem płaskości (Ω≃ 1). • Dlaczego Wszechświat składa się raczej z materii niż z antymaterii ? Wierzymy, że tak jest, gdyż podstawowym składnikiem promieniowania kosmicznego są protony a nie antyprotony. Antymateria stanowi 0,01% promieniowania kosmicznego -> problem asymetrii między materią a antymaterią. INFLACJA próbuje te problemy wyjaśnić

35. Idea inflacji jest dziełem Alana Gutha. Guth, 1981, Phys. Rev. D 23,347 Inflacja (1) Guth rozważał następujący problem: pod koniec ery wielkiej unifikacji, powinna utworzyć się wielka liczba cząstek zwanych monopolami magnetycznymi. Ponieważ takie cząstki się nie rozpadają, powinniśmy je dziś obserwować. A nie obserwujemy! Rozwiązanie opierało się na koncepcji fałszywej próżni (false vacuum). Guth stwierdził, że pod koniec GUT próżnia miała znacznie większą gęstość energii niż obecnie. Miało to miejsce przez krótki czas, ale konsekwencje były dramatyczne. W tym czasie Wszechświat liczył 10-34 s, a jego temperatura wynosiła 1027 K.

36. Inflacja (2) Stan fałszywej próżni porównuje się czasami do stanu przechłodzenia cieczy, nie jest to stan o najmniejszej możliwej energii. W stanie fałszywej próżni nie doszło jeszcze do spontanicznego złamania symetrii do stanu zwykłej próżni mimo, że energetycznie takie przejście było faworyzowane. Zgodnie z GUT fałszywa próżnia ma stałą gęstość energii równą w przybliżeniu ufv =1082 J/m3. Wyobraźmy sobie zamknięty z jednej strony tłokiem cylinder wypełniony fałszywą próżnią o gęstości ufv i ciśnieniu Pfv, otoczony zwykłą próżnią (u = 0, P = 0). Zwiększamy objętość w cylindrze o dV. Energia wewnątrz cylindra wzrosła o dE = ufvdV (bo ufv pozostaje stałe). Jednocześnie z I równania termodynamiki mamy dU = dQ – PdV, przy braku przepływu ciepła (dQ = 0) dostajemy dE = -PfvdV, a z porównania wyrażeń na dE: Pfv = -ufv < 0 Inflacja zaczęła się, kiedy fluktuacje kwantowe wynikające z zasady nieoznaczoności pozwoliły niewielkiemu obszarowi w przestrzeni osiągnąć stan zwykłej próżni we Wszechświecie wypełnionym fałszywą próżnią. P w bąblu zwykłej próżni było zerowe, ale otoczone było obszarem, gdzie P < 0. -> gwałtowny wzrost rozmiarów bąbla.

37. Inflacja (3) Fizyczny efekt ogromnej wartości ufv jest taki sam jak stałej kosmologicznej o dużej wartości. W takim Wszechświecie ewolucja przebiega zgodnie z modelem de Sittera: R(t) ∝ eHt, gdzie H = (Λc2/3)1/2. Podana wartość ufv odpowiada Λ, które jest 10120 większa niż szacowana dziś górna wartość | Λ | < 10-54 cm-2. Gdyby Wszechświat miał dziś taką wartość Λ, rozszerzałby się 1060 razy szybciej. Inflacja trwała prawdopodobnie 10-32 s lub nieco dłużej. W tym czasie rozmiary Wszechświata wzrosły 1043 – 1050 razy. Zakończyło ją (t ∼ 10-32 s) spontaniczne łamanie symetrii, które oddzieliło oddziaływanie silne od elektrosłabego. Została wtedy uwolniona energia fałszywej próżni, które rozgrzała Wszechświat do temperatury 1027 K i wygenerowała wybuchowe tworzenie się par cząstka-antycząstka. A jak inflacja tłumaczy nasze 3 problemy i jeden Gutha ?

38. Inflacja

39. Inflacja

40. Inflacja

41. Inflacja a problem horyzontu (płaskość CBR) Wspomniany bąbel zwykłej próżni, od którego zaczęła się inflacja związany był przyczynowo. Wtedy została ustalona izotropowość i jednorodność współczesnego Wszechświata. Załóżmy początkowy promień bąbla równy odległości horyzontu w momencie t = 10-34 s, rp = ct = 3 x 10-26 m. Jeśli założymy, że inflacja trwała 10-32 s, dostaniemy końcowy promień równy rk = e100 rp = 9 x 1017 m = 30 pc! A jaką część tego promienia zajmuje dziś Wszechświat? Załóżmy k = 0. Wtedy mamy R = 1,8 x 10-26 dla t = 10-32 s. Oznacza to, że rozmiar obecnie obserwowanego Wszechświata miał wtedy promień Rdh,0, gdzie dh,0 = 6 h-1 Gpc, czyli 3,3 m = 3,7 x 10-18 rp !!! 10-52 objętości ówczesnego Wszechświata. To tłumaczy problem horyzontu

42. Inflacja a problem płaskości Wszechświata Skoro podczas inflacji R wzrósł 1043 – 1050 razy, to ponieważ Wymusiło to Ω→ 1. Wszechświat poinflacyjny był bardzo płaski.

43. Inflacja a problem materii i antymaterii Wszystkie cząstki, które widzimy we współczesnym Wszechświecie powstały w wyniku produkcji par cząstka-antycząstka zasilanej energią fałszywej próżni (jeśli jakieś były wcześniej, zostały niesłychanie rozrzedzone). Spontaniczne łamanie symetrii kończące epokę GUT obdarzyło masą cząstki X (E ∼ 1015 GeV). Zgodnie z GUT cząstki X i ich antycząstki były jednakowo liczne i mogły zamienić się w parę kwarków (X = q + q) lub antykwarków. Uważa się, że pierwsza z tych reakcji zachodziła nieco częściej. Możliwe? Znany jest przykład niesymetrycznej reakcji rozpadu kaonu, w której pierwsza z dwu reakcji zachodzi nieco częściej:

44. Inflacja a problem materii i antymaterii (2) Początkowo T była na tyle duża, że rozpad i tworzenie cząstek X zachodziło jednakowo szybko w obydwu kierunkach, ale po spadku cząstki X już nie były odtwarzane. Nadwyżka kwarków nad antykwarkami przetrwała łamanie symetrii oddziaływań elektrosłabych w momencie t = 10-11 s i trwała do czasu, kiedy Wszechświat liczył kilka μs. W T = 1013 K, która wtedy panowała, kwarki i antykwarki zaczęły się łączyć w bariony i antybariony, z niewielką przewagą barionów. Zaraz potem bariony i antybariony zainihilowały pozostawiając tylko niewielką nadwyżkę barionów, która przetrwała do dziś w postaci widocznej materii. Anihilacja wyprodukowała ogromną liczbę fotonów, która dziś tworzy CBR. Ponieważ liczba barionów do liczby fotonów wynosi obecnie 2-7 x 10-10, nadwyżka barionów nad antybarionami była bardzo mała -> jeden barion na miliard par barion-antybarion.

45. Inflacja a problem Gutha Proste: monopole magnetyczne rozrzedziły się tak bardzo, że są małe szanse, że je zaobserwujemy.

46. elektromagnetyczne słabe silne grawitacyjne 103 10-12 elektrosłabe wiek Wszechświata [s] energia oddziaływania [GeV] 1015 10-36 GUT 5x10-44 1019 teoria wszystkiego ToE Era Plancka Ewolucja podstawowych oddziaływań

47. Co dalej ? Koniec elektrosłabej unifikacji t ∼ 10-12 s, T ∼ 1016 K, E ∼ 103 GeV Pomiędzy końcem wielkiej unifikacji a końcem elektrosłabej unifikacji nie zachodziły żadne nowe procesy fizyczne. Czasami ten przedział czasu nazywa się pustynią. Po rozdzieleniu się wszystkich oddziaływań Wszechświat składał się z wszystkich typów kwarków i leptonów oraz ich antycząstek. Poza tym fotonów i cząstek przykazujących oddziaływania silne między kwarkami. Temperatura była już jednak za niska, aby tworzyć bozony W+, W- i Z0, czyli cząstki przenoszące oddziaływania słabe praktycznie zniknęły, co doprowadziło do separacji oddziaływań słabych i EM.

48. Neutron (i antyneutron) jest niestabilny. Rozpada się w procesie rozpadu β- z tPR = 615 s: n → p + e- + νe Przejście kwarkowo-hadronowe Przejście kwarkowo-hadronowe t ∼ 10-5 s, T ∼ 1012 K, E ∼ 1 GeV Obecnie kwarki nie występują samodzielnie, tworzą hadrony. W warunkach wczesnego Wszechświata tak nie było – istniały jako niezależne cząstki. Istnienie swobodnych kwarków skończyło się kiedy energia oddziaływań spadła do ok. 200 MeV. W tym momencie zaszło przejście fazowe zwane przejściem kwarkowo-hadronowym: kwarki zostały związane w hadrony. Utworzyło się wtedy wiele hadronów, ale tylko dwa, proton i neutron, były na tyle stabilne, żeby mieć długotrwały wpływ na skład Wszechświata. Proton (i antyproton) jest cząstką stabilną (albo przynajmniej tPR > 1033 lat). Temu zawdzięczamy m.in. to, że obecny Wszechświat zawiera tyle wodoru. Jeśli jednak rozważamy procesy zachodzące w czasie 10-4 s, można neutron też uznać za stabilny.

49. Ocalałe protony i neutrony mogły przechodzić następujące transformacje: Przejście kwarkowo-hadronowe (2) To wtedy doszło do anihilacji wspomnianej przy wyjaśnieniu problemu nadwyżki materii nad antymaterią. Anihilowały głównie protony i neutrony. „Uratowała” nas mała nadwyżka, którą można oszacować z obecnego stosunku liczby fotonów CBR (pozwalaja oszacować liczbą anihilacji, a więc par barion-antybarion) do liczby barionów stanowiących nadwyżkę barionów nad antybarionami. Jest on rzędu 109. Reakcje te mogły z łatwością zachodzić w momencie t ∼ 10-5 s, E ∼ 1 GeV, T ∼ 1012 K, gdyż (mp – mn)c2 = 1,293 MeV. Dla T = 1012 K, nn/np = 0.985 ≃ 1, Ale dla t = 0,1 s był już równy ok. 0,65.

50. Wspomniane reakcje mogły zachodzić już tylko w jedną stronę: Odłączenie neutrin Odłączenie neutrin t ∼ 1 s, T ∼ 1,5 x 1010 K, E ∼ 1 MeV Przed momentem, kiedy wiek Wszechświata osiągnął 0,7 s, temperatura spadła na tyle, że reakcje z udziałem neutrin przestały zachodzić. Był to ostatni moment, w którym neutrina oddziaływały z materią, wierzymy, że istnieją do dziś (neutrina kosmologiczne/kosmiczne) Zjawisko to nazywa się odłączeniem neutrin (neutrino decoupling)