Era promieniowania

Z Wikipedii

Era promieniowania - pojęcie stosowane w kosmologii dla określenie początkowej fazy rozwoju wszechświata.

Na podstawie kosmologicznego modelu rozszerzającego się wszechświata przyjmuje się, że era ta rozpoczęła się po 10 sekundach od Wielkiego Wybuchu (ρ=10⁴ g/cm³, T=10⁴ K), gdy nastąpiła anihilacja elektronów i pozytonów, czyli ich zamiana w promieniowanie. Promieniowanie w czasie trwania tej ery pozostaje w równowadze z materią złożoną głównie z protonów, neutronów i elektronów, które ocalały z procesów anihilacji. (Niezależnie istnieją oczywiście neutrina tła.) Gęstość energii promieniowania elektromagnetycznego była dominującym składnikiem całkowitej gęstości energii.

Najważniejszym wydarzeniem ery promieniowania jest powstanie przy jej początku jąder helu, które stanowią 35% materii nukleonowej (pozostałe 65% to protony). Na skutek ciągłej ekspansji, około 100 000 lat po Wielkim Wybuchu, kiedy gęstość spadła do 10^-21 g/cm³, a temperatura do 30 000 K, gęstość energii promieniowania spadła poniżej gęstości energii materii. Materia stała się przezroczysta dla fotonów i powstało wówczas promieniowanie tła (odkryte w 1965 roku przez Penziasa i Wilsona).

Prawie w tym samym czasie miało miejsce drugie ważne wydarzenie ery promieniowania. Przy temperaturze 3-4 tys. K energie fotonów stały się za małe by jonizować materię - nastąpiła rekombinacja, czyli wychwyt elektronów przez protony, jądra helu i znacznie mniejsze ilości jąder deuteru, litu i berylu - powstały atomy. Głównymi składnikami ówczesnego Wszechświata są: pole neutrinowe, pole elektromagnetyczne, atomy wodoru i atomy helu, których udział w składzie przedgalaktycznej materii wynosi około 35%, co dobrze zgadza się z danymi obserwacyjnymi.

Zobacz też: podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii