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Updated: 30 March 2018.

宇宙の歴史

Ｈｉｓｔｏｒｙ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｕｎｉｖｅｒｓｅ：全ての存在を含む空間の歴史－宇宙の人間・人為の解釈に基づく変遷

歴史科学
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応用科学

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

天文年表で宇宙の歴史は、標準モデルの科学的理論を使用してビッグバンで開始される構造進化で宇宙論的現象を語ります

天文学による観測が高エネルギーの特異点における１３８億年前から加速度的な拡大を続ける宇宙の結果を持ち出しました

最も初期の宇宙は、非常に高温状態の高エネルギー条件下における素粒子のありさまについて加速器を通して研究されます

そのような初期宇宙が高エネルギー物理学と超新星や宇宙マイクロ波背景放射のような宇宙の観測によって解明されました

宇宙の終焉は、理論物理学で研究されます、観測した事実に数理モデルを外挿する幾つかの思索的研究から提供されました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

宇宙の膨張の観念は、初期の宇宙の指数関数的な急膨張の理由について１９８０年代の理論的発展まで誰も説明できません

しかしながら、宇宙のインフレーション・モデルが開発され、宇宙の膨張は、真空崩壊に起因する一般的な特徴に成ります

真空崩壊説によると「なぜ拡大する宇宙なのか？」の質問は、現在、インフレーション崩壊過程の理解から答えられました

宇宙インフレーションが、そのとき、宇宙の実在する最初の１０＾－３２秒として知られる非常に最初期を通して現れます

計量（測定空間）は、最初の時点で原子よりも小さな変化を引き起こす空間から約１億光年まで指数関数的に変化しました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

物理的宇宙論で宇宙重力波背景（ＣＧＷＢ）は、直接的か間接的に測定することの可能な宇宙インフレーションの名残です

宇宙マイクロ波背景放射（ＣＭＢ）の観測が判断の手掛かりになるでしょう、極性化を調べることによって理解されました

３つの事象の結果です、①インフレーションを生じる空間拡大②インフレーション後の再加熱③物質と放射の混合流体乱流

宇宙のインフレーション理論を裏付ける一つである宇宙重力波背景は、一兆分の１秒（１０＾－１２）に放たれるでしょう

そして一方、重力に関して、一般相対性理論によると時間の遅れが重力で確認され、重力赤方偏移として知られていました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

物理的宇宙論で宇宙ニュートリノ背景（ＣＮＢ）は、ニュートリノから組み立てられた粒子の放射線による宇宙の背景です

宇宙ニュートリノ背景（ＣνＢ）がビッグバンによる遺物でした、そして、宇宙マイクロ波背景放射（ＣＭＢ）のようです

宇宙は、２秒後のとき、宇宙ニュートリノ背景が物質からデカップルしました（アイテムと結び付かなくなる物質の分離）

現在のところ、宇宙ニュートリノ背景は、約１．９５Ｋの温度として見積もります（直接的に観測されないかもしれない）

低エネルギー・ニュートリノが、その時から、物質で非常に弱いだけの相互作用に成りました（検出を非常に困難にする）

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

ニュートリノは、見つけ出すことの困難で悪名高く、宇宙ニュートリノ背景が決して直接的に観察されないかもしれません

そして、しかしながら、宇宙ニュートリノ背景の探索は、実在することに対して直接的ではない証拠によって強制されます

けれども、宇宙ニュートリノ背景の温度を所定の宇宙マイクロ波背景放射（ＣＭＢ）の温度から見積もることが可能でした

そのとき、全てのニュートリノ・エレクトロン・フォトンが各々の他と熱平衡状態（同じ温度）によって残されるでしょう

一旦、温度は、約２．５ＭｅＶの届く範囲まで低下します、物質の残りからニュートリノをデカップル（分離）させました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

フォトンは、ニュートリノの分離にもかかわらず、エレクトロンと共に拡大する宇宙と同じ温度（熱平衡状態）で残ります

しかし、そのとき、宇宙の温度がエレクトロンの質量の現れる一定の基準よりも下へ落ちました（位置と運動の基底状態）

ほとんどのエレクトロンとポジトロンは、対消滅から熱とエントロピーを移し換え、残したフォトンの温度を増加させます

したがって、電子－陽電子の対消滅の前と後のフォトンの温度の比率が今の光子とニュートリノの温度の比率と同じでした

比率は、見つかるため仮定されます、宇宙のエントロピーが、おおよそ、エレクトロンとポジトロンの消滅で保存しました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

宇宙論で宇宙マイクロ波背景放射（ＣＭＢＲ）は、ほぼ一様な観測することのできる熱放射であり、宇宙の空所を埋めます

「宇宙の晴れ上がり」の時期のマイクロ波であり、宇宙背景放射が最後の散乱面や宇宙マイクロ波背景放射と呼ばれました

そして、宇宙背景放射は、現在のところ、ビッグバン理論の想定について得られる最も良い証拠であると考えられています

宇宙背景放射が初期宇宙の最後の散乱面でした、ほぼ均等に宇宙空間の全域から観測する様々な周波数の電磁波の放射です

伝統的な光学望遠鏡で見ることのできる星々と銀河の間の空間（バックグラウンド）として完璧な暗さを通して現れました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

星々と銀河の間の空間は、しかしながら、十分に感度の高い電波望遠鏡を通して宇宙空間の輝く微かな背景として現れます

ほぼ全ての方角で正確に同じである微かな輝きでした、また、何かの星、銀河、あるいは、他の天体で結び付けられません

宇宙背景放射の輝きがラジオ・スペクトラムのマイクロ波領域で最強であり、宇宙膨張による赤方偏移の結果を示唆します

宇宙マイクロ波背景（ＣＭＢＲ）は、電波天文学者のペンジアスとウィルソンによって１９６４年で偶然に発見されました

１９４０年代で着手した研究の頂点へ至ります、宇宙マイクロ波背景の発見が１９７８年のノーベル賞の受賞に値しました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

宇宙論でＣＭＢ（宇宙マイクロ波背景）は、ビッグバンに由来している約３０００Ｋの放射の名残として説明されています

元来、ケルビン度の数千であり、しかし、最後の１３億年の拡大からマイクロ波までレッド・シフト（赤方偏移）しました

ＣＭＢにおける異方性がフォトン－バリオン・プラズマにおけるアコースティック振動（音響振動）を通して説明されます

ビッグバンの後の３７９，０００年としてバリオンからデカップリング（分離）したフォトンの後の放出先のＣＭＢでした

そして、元へ戻す基本相互作用は、重力として知られます、通常のバリオニック物質が放射によって強く相互作用しました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

アコースティック振動は、ところが定義によるならば、しかし、そのようにダークマターとして異なる効果を持つでしょう

物質の性質として定義されている異なる２つの形は、その重力によって振動の影響が及ぼされる両方の形としてありません

宇宙マイクロ波背景（ＣＭＢ）の異方性でスペクトルのパワーは、大きなメインピークと小さな引き続くピークを現します

例えば、異方性のスペクトルのパワーが２００９年として三番目のピークまで下がって解消されることを観測していました

メインピークは、バリオン物質の密度について最も多くを告げます、第三ピークが暗黒物質の密度についてありそうでした

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

宇宙論でバリオン・アコースティック振動（ＢＡＯ）は、宇宙で観測したバリオン物質の密度の規則正しい周期的変動です

ある長さスケールとしてバリオン物質の密度超過によって、あるいは、クラスターを構成することによって現れるでしょう

バリオン・アコースティック振動が弾性波（アコースティック・ウェーブ）のためであり、初期宇宙を通して伝播しました

天体観測で超新星は、標準光源（スタンダード・キャンドル）を提供することも可能であり、ＢＡＯが同じ方向の実在です

ＢＡＯ物質のクラスタリング（内的結合と外的分離の房）は、宇宙論で長さスケールに対する「標準定規」を提供しました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

ＢＡＯによる標準定規の長さは、今日の観測できる宇宙を通して１００～１５０Ｍｐｃ（メガパーセク）の測定が可能です

天文測量で使われる物質の大規模構造に目を向けるため用いられました、原初のプラズマの密度超過域を想像してください

この密度超過重力は、それに向かって物質を引き付け、一方、光子－物質の相互作用の熱が大量の外向き圧力を作成します

重力と圧力を相殺するような力は、圧力差によって空気で作成された音波に類似している振動を初期宇宙で作り出しました

測定から宇宙論的パラメータを制約してダークエネルギーの性質（宇宙膨張によるわずかな加速）の理解を助けるでしょう

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

物理的宇宙論で赤方偏移（レッドシフト）は、遠ざかる光源から発せられる長波長側にずれた光のスペクトルを観測します

遠ざかる音源から発せられた音が低くなるドップラー効果と同じ現象でした（発生源と観測者の相対的速度の存在による）

物理学（特に天体物理学）で赤方偏移を観測します、そのとき、オブジェクトから到来する光のスペクトルで発生しました

波長の比例的な増大であり、あるいは、光のスペクトルの終端である赤までシフトしています（波の周波数の異なる観測）

一般的に光源から遠ざかる観察者は、より赤い波長として認識した可視光スペクトルの外側にある電磁放射を検出しました

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

可視光スペクトルの外側の電磁放射は、電磁波の波長の増加に対応した技術用語である物理量の赤方偏移と呼ばれています

また、そのとき、より赤く認識され、波動と粒子の量子論に一致している低い周波数と光子エネルギーを包含していました

赤方偏移の量がｚによって表現され、例えば、宇宙論的赤方偏移でｚ＝１１００は、ビッグバン後の４００，０００年です

そして一方、重力に関する一般相対性理論によると、そこで「時間の遅れ」があり、重力赤方偏移として知られていました

特殊相対性理論と等価原理の仮定によって導出されます、また、宇宙背景放射の大規模な角度の温度変動の主な原因でした

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

物理的宇宙論でハイドロゲン・ラインは、中性水素原子のエネルギー状態の変化から作成された電磁放射スペクトル線です

１４２０．４０５７５１７７ＭＨｚの周波数、自由空間の２１．１０６１１４０５４１３ｃｍの真空波長に等しいでしょう

２１ｃｍ線の波長や周波数が電磁スペクトルのマイクロ波電波領域の範囲内で見つかり、電波天文学で頻繁に観測しました

その時から、電磁放射であるラジオ波は、可視光によって不透明に見える星間宇宙塵の大きな雲を突き通ることも可能です

宇宙の暗黒時代の後で宇宙の晴れ上がる時代の放射線が中性水素 ¹Ｈから放射される２１ｃｍ線のスペクトル線だけでした

▢▢▢ 宇宙の歴史 ▢▢▢

ハイドロゲン・ラインのマイクロ波の２１ｃｍ線は、水素の１Ｓ基底状態で２つの超微細レベルの原子的移行に由来します

量子の周波数が２つの異なるエネルギーレベルの間の移行によって放出され、そして、プランクの方程式で与えられました

プランク定数は、量子力学における量子のサイズを反映する物理的定数です、光子のエネルギーと振動数の比例関係でした

フォトンのエネルギーＥと電磁波 νを結び付けて考えることを可能にした周波数の間の比例定数として記述される存在です

そのようなエネルギーと周波数の間の関連がプランク・リレーションやプランク－アインシュタイン方程式と呼ばれました

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

天文年表でビッグバンのタイムラインは、宇宙の歴史を科学界の優勢な理論の多数によって未解明の最初期から記述します

タイムラインが存在の時間に到達した宇宙の方法について宇宙論的時間パラメーター（共に移動する座標）を使用しました

宇宙の初めの瞬間は、ビッグバンとして知られます、極端な超高エネルギー密度から急激な拡大の始まりと考えられました

アウグスティニアン・エリアがビッグバンの前で無限密度の重力特異点における時間ゼロの物理学的破壊を意味しています

「火の玉宇宙」を提唱したガモフは、１９５２年にビッグバン以前でアウグスティニアン・エリアの概念を持ち出しました

▢▢▢ ビッグバンのタイムライン ▢▢▢

神学者のアウグスティヌスは、神が永遠の存在における時間の外に存在して時間を創造された宇宙だけの存在と見なします

理論物理学者のガモフは、１９４８年で学生のアルファーと共に重要な宇宙進化論の論文『化学元素の起源』を作りました

アルパー－ベーテ－ガモフ理論として知られるようになり、けれども、ベーテの名前が語呂合わせのために持ち出されます

ベーテは、ユーモアのセンスで知られました、また、核融合反応である恒星内のエネルギーを明らかにしたことで有名です

しかし、ベーテが α－ β－ γ 論文で語呂合わせの他の役割について無く、そして、その人の知識の範囲外に加えられました

▢▢▢ ビッグバンのタイムライン ▢▢▢

ビッグバンのタイムラインで非常に初期の宇宙は、現代科学で予測できないプランク時間やプランク長の事象に対応します

非常に初期の宇宙がプランク時代のありさまであり、持ち出されたシナリオで根底から異なり、全ての発想で空論的でした

幾つかの例として、ハートル－ホーキングの初期状態、ストリング・ランドスケープ、ブレーンインフレーション、そして

付加次元のストリング・ガス宇宙論、前駆モデルのエキピロティック宇宙論を含み、理論の幾つかは、互いに両立できます

とても熱い非常に初期の宇宙における粒子が現在の粒子加速器でアクセスできるよりも非常に高いエネルギーを持ちました

▢▢▢ ビッグバンのタイムライン ▢▢▢

宇宙インフレーションの終了した後から初期宇宙は、非常に初期の宇宙よりも、より良く理解され、より少なく思索的です

計量拡大の終了によって空間がクォーク－グルーオン・プラズマで満たされるとき、強い力と電弱力は、分離していました

現代宇宙論で優勢な Λ－ＣＤＭモデルは、ＦＬＲＷ計量、フリードマン方程式、そして、宇宙論的状態方程式を使用します

ラムダ－コールドダークマター・モデルが申し分なくインフレーション時代の後から現在と未来まで宇宙を記述できました

けれども、宇宙項と暗黒物質は、まだ、物理学が知られていません、それから、ビッグバンの起源について何も語りません

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

時空で時間の無しは、観測できないビッグバンの前にある零時間へ言葉を向けます、結果的に質問が無意味かもしれません

けれども、そのような合理性の無い存在は、アリストテリアン哲学者アドラー（相対的－＋状態の行動）から批評されます

物理量として時間の有無が、より少なく微妙な違いであり、しかし、普通、繰り返される質問を通して明確に表されました

４世紀にアウグスティヌスの「告白」は、それから、何か（内容の未知の事物）が時間であるかどうかについて質問します

その人は、あらゆる時間を何かの一つの愛であるとして結論を与え、そのような時間の一つが失われる感覚に縛られました

▢▢▢ 時間の無し ▢▢▢

物理的宇宙論でハートル－ホーキング状態は、プランク・エポックのため先の宇宙の状態（ありさま）について提起します

本質的に先まで伝わるような境界の無い状態でした、先の宇宙が無限に有限であり、ビッグバンの前の時間は、ありません

なぜなら、時間は、ビッグバンで時空を形成する前に実在しません、そして、事象の後が空間と時間の宇宙を拡大させます

ハートル＝ホーキング波動関数は、正確に量子重力理論のヒルベルト空間の波動汎関数である仮説的な状態ベクトルでした

結果的に境界条件であるＤ（時空の次元）－１次元のコンパクト多様体における計量テンソルの汎関数を表現するでしょう

▢▢▢ 時間の無し ▢▢▢

ハートルとホーキングは、時の流れの後方を旅することが可能であるならば、宇宙の初めの方向へ旅する仮想で暗示します

そのとき、別の方法で空間に方向を与える時間の開始かもしれません、その何かは、ずいぶん、近く、注意されるでしょう

そのような初めで「空間」だけでした、時間がありません、始まりは、実体であり、その時間で行なわれるために現れます

なぜなら、この時間は、ビッグバンの前にある実在ではありません、したがって、宇宙を始めることの概念が無意味でした

ホーキングは、時間順序保護仮説で過去に旅する閉じた時間線を存在させるため無限の場のエネルギーを要求するでしょう

▢▢▢ 時間の無し ▢▢▢

宇宙は、ハートルとホーキングが申し込む理論物理学の概念によると、理解することの可能な起源について何もありません

したがって、宇宙の起源は、プレ－ビッグバンの空間と時間の両方の「特異点」（シンギュラリティ）として考えられます

宇宙の初めがハートル－ホーキング状態でありません、量子重力理論であるホイーラー＝ドウィット方程式を満たしました

その方程式は、具体的にメトリック変数を使用したハミルトニアン（Ｈ＝Ｔ＋Ｖ）の拘束条件の量子状態を記述しています

しかしながら、空間ではなく、単に時間で初めの境界がありません、また、ホイルの定常宇宙によるデコボコの無しでした

▢▢▢ 時間の無し ▢▢▢

ハートル－ホーキング状態は、宇宙の波動関数であり、どのようにしてユニバースが開始したか理解できるはずの概念です

ファインマンの経路積分から計算されました、したがって、量子重力理論のヒルベルト空間における仮説上のベクトルです

記述される波動汎関数でした、そして一方、宇宙の（Ｄ－１）次元コンパクト表面で定義される計量テンソルの汎関数です

Ｄは、時空次元でした、ハートル－ホーキング状態の的確な形が全てのＤ次元幾何学について経路積分によって表されます

ハートル＝ホーキング境界条件（状態）は、そのような状態（境界条件）に関する計量を誘導することが必要とされました

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

ビッグバン理論で零秒は、正でも負でもなく、何もなく、しかし、冷たくなる宇宙の急速な拡大の起点について説明します

そのとき、宇宙が開始され、そして一方、存在している状態の結果によって連続的な拡大を続けることを引き起こしました

物理学者は、宇宙の階層構造に関する観測的事実と科学的証拠を通してビッグバン理論の妥当性を確立するために試みます

「ビッグバン」のフレーズが定常状態宇宙論モデルを支持するホイルによって１９４９年のラジオ放送の間で作られました

２つのモデルの間で重要な違いをハイライトするため意図した手段です、そして、正しい印象的なイメージを提供しました

▢▢▢ ０秒 ▢▢▢

物理的宇宙論でビッグバンは、過去の有限時間に高温高密度の初期条件から拡大して膨張を続けた宇宙の始まりの言及です

一般にビッグバン理論が宇宙の初期発展の優勢な現代宇宙論であり、Λ－ＣＤＭモデルで観測事実と共に組み込まれました

ビッグバン・モデルの目的や理由は、宇宙における最も初期で発生したであろう幾つかの出来事について説明するためです

理論によれば、かつて宇宙が極端な熱さと密集した状態（高エネルギー）にあり、急速な拡大を遂げました（ビッグバン）

標準宇宙論でビッグバンを受け入れるけれども、宇宙の起源について物理学者の間でコンセンサスは、ほとんどありません

▢▢▢ ０秒 ▢▢▢

物理的宇宙論でプランク時代は、宇宙の初めとして０秒から１０＾－４３秒まで続く、光がプランク長を移動する時間です

宇宙の歴史で最初のありさまは、考えられないほど熱く、そして、とてつもない高密度のため不安定か一時的な瞬間でした

重力の量子影響がプランク時代のポイントを通してとても重要であり、他の基本的な力と同じくらい強かったと思われます

プランク時代は、マックス・プランクから名付けられ、このエポックで全ての力が統一される可能性をほのめかすでしょう

非常に初期の宇宙は、『プランク時代』→「大統一時代」→「電弱時代」として構成され、時間の歴史で最初の瞬間でした

▢▢▢ ０秒 ▢▢▢

地球史で１３８億年前は、宇宙の初めのビッグバンとして知られた事象について観測結果から推測する遠い過去の時間です

宇宙が２０１３年の研究で１３７.９８ ±０.３７億年として以前（１３７．７２ ±０.５９）よりも少し古く示唆されました

ビッグバンは、２０１１年に役立てられる最も良い測定が１３３と１３９億年前の間で最初の事象の条件を暗示しています

最近の測定（２００９年）によると、全てを含む宇宙の本来のありさまは、全体として１３７億年前の周りで実在しました

したがって、若干の物理学者が宇宙の出現した時間を最も初期の超高温度・超高密度のビッグバンとして言及するでしょう

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

一般相対性理論は、ビッグバンから１０＾－４３秒後の前で重力が無限大となる特異点（シンギュラリティ）を提案します

しかしながら、重力特異点のような重力場の状況で一般相対性理論が量子力学によると量子影響のため壊れてしまいました

超対称性理論は、正しいならば、この時間まで４つの相互作用が同じ強さを持ち、おそらく、１つの基本的力に纏まります

宇宙の超高温がプランク時代の終了した１０＾－４３秒から大統一時代の１０＾－３６秒を通して幾つか涼しくなりました

重力は、基本的なゲージ相互作用から分離を始めます、そして、重力と他の力（強い力・弱い力・電磁力）が分かれました

▢▢▢ １０^－４３秒 ▢▢▢

科学者は、ビッグバンの後の１０＾－４３秒に起きる出来事の記述に関して幾つかの取り決めを持ちます（プランク時代）

けれども、ビッグバンの後に起きた一つのプランク時間５ ×１０＾－４４ｓの前の何かに関する記述の一般的な合意でした

そして一方、プランク時代の出来事、あるいは、プランク時間の事象が物理的に純粋な思索として残されるかもしれません

プランク長は、１．６１６１９９（９７） ×１０＾－３５ｍに等しく、プランク時間で真空を移動する光に必要な距離です

プランク定数が光子のエネルギー（Ｅ）とそれに関する電磁波の周波数（ ν ）の間の比例定数として最初に説明されました

▢▢▢ １０^－４３秒 ▢▢▢

重力（時空の歪みの引き寄せる作用）は、プランク時代の終わりに基本相互作用の３つを統一した力から分離されています

プランク時代の後に続く大統一時代を通して質量、色荷、電荷、そして、フレーバーなどの物理的特性が全く無意味でした

重力は、プランク長の距離で量子力学の影響を示します、大統一時代がビッグバンの後の約１０＾－４３秒で開始しました

大統一時代は、ビッグバンの後の約１０＾－３６秒で終了します、この時点で強い力を他の基本的な力から切り離しました

そして一方、温度がＸボゾンとＹボソン（クォークのカップル：反対のキラリティー）を作成できる閾値を下回るでしょう

▢▢▢ １０^－４３秒 ▢▢▢

素粒子物理学でＸボゾンとＹボゾンは、大統一理論のゲオルギ－グラショー・モデルから他に及ぼす力の新しいタイプです

ＷボゾンとＺボゾンに似ている仮想素粒子でした、けれども、ＸボゾンとＹボゾンが「クォークのカップル」に対応します

そして一方、このような陽子崩壊の予想を通してバリオン数の保存の違反を可能にするためレプトンのために許されました

Ｘ→ｕ（アップクォーク）＋ｕ，Ｘ→ｄ（ダウンクォーク）＋ｅ＾＋（ポジトロン）の崩壊モードとして後に続くでしょう

Ｘボゾンの２つの崩壊プロセスは、各プロセスを通して異なることを示します、そして、反対のキラリティーを持ちました

▢▢▢ １０^－４３秒 ▢▢▢

Ｙボゾンは、Ｙ→ｅ＾＋ ＋u ，Ｙ→ｄ＋ｕ，Ｙ→ｄ＋ν ＿ｅ（電子アンチニュートリノ）の崩壊モードの後に続くでしょう

崩壊モードで各プロセスの最初の崩壊生成物が左巻きキラリティーです、そして、第二で右巻きキラリティーを持ちました

ＸボゾンとＹボゾンによって予想するような同様の粒子崩壊の生成物は、他のクォーク－レプトンの世代に存在しています

この崩壊における反応でバリオン数もレプトン数も保存しません、しかし、Ｂ－Ｌ（バリオン数とレプトン数の差）でした

Ｘボソンの間の異なる分岐の比率とその反粒子（Ｋ中間子の場合と同様に）がバリオン生成について説明しているでしょう

▢▢▢ １０^－４３秒 ▢▢▢

物理的宇宙論で大統一時代は、ビッグバンの後の１０＾－４３秒から開始された超高温度・超高密度の初期宇宙の進化です

プランク時代の後に続く大統一時代の宇宙の性質が大統一理論によって記述され、その特質を提示する温度へ匹敵しました

そのように大統一エネルギーを１０１５ＧｅＶと考えるならば、したがって、１０２７Ｋを超える温度と一致するでしょう

大統一時代の期間を通して４つの基本的な相互作用の３つ（強い相互作用、弱い相互作用、電磁力）は、統一されています

非常に初期の宇宙が「プランク時代」→『大統一時代』→「電弱時代」を通して統一されている基本的な力を分離しました

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

宇宙は、１０＾－３６秒から１０＾－１２秒の電弱時代を通して強い力と電弱力を切り離すまで十分に低い温度になります

それから、温度（１０２８Ｋ）がＸボゾンとＹボソンを作成することのできる閾値を下回りました（クォークのカップル）

崩壊過程の一部は、バリオン数の保存に違反しているかもしれません、反物質よりも少し多くて余る物質を与えられました

相転移が後に続くインフレーション時代の急激な拡大を支配する宇宙インフレーションのプロセスの引き金と考えられます

非常に初期の宇宙は、わずかな瞬間であり、重力・強い力・電弱力を素粒子物理学の標準モデルに基づいて分離させました

▢▢▢ １０^－３６秒 ▢▢▢

大統一理論の相転移（系の相の変化）は、宇宙インフレーションとして知られる指数関数的な膨張の段階を引き起こします

宇宙インフレーションの温度と時間がはっきりとしません、おおよそ、１０＾－３６秒から１０＾－３２秒まで現れました

インフレーションの間で宇宙は、平坦でした、そして一方、宇宙は、均一で等方な急速に拡大する段階的移行期へ入ります

そして、ほとんどスケール不変の変動を通して宇宙インフレーションによる構造の種が原初分布の範囲の形で置かれました

初期宇宙の急速な拡大は、少なくとも、直線サイズで１０＾２６倍、それから、体積で１０＾７８倍に増加させたでしょう

▢▢▢ １０^－３６秒 ▢▢▢

インフレーション場のポテンシャル・エネルギーは、宇宙が約１０＾－３６秒のとき、宇宙インフレーションを駆動します

そのインフレーション時代を通じて解き放たれ、熱いクォーク－グルーオン・プラズマの高密度で宇宙を埋め尽くしました

粒子の相互作用は、十分にエネルギッシュでＷ－Ｚボソンやヒッグス・ボソンを含むエキゾチック粒子を大量に創造します

エネルギッシュな相互作用が宇宙の拡大による冷却から少なくなり、約１０＾－１２秒でＷ－Ｚボソンの作成を止めました

残るＷボゾンとＺボソンは、急に崩壊します、そのとき、弱い力がクォーク・エポックの短い範囲の相互作用になりました

▢▢▢ １０^－３６秒 ▢▢▢

物理的宇宙論でインフレーション時代は、宇宙が急激な拡大を遂げる初期宇宙の進化・発展における期間の開始を告げます

インフレーション理論によると、そのとき、宇宙は、エポックを通して非常に速い指数関数的な拡大によって膨張しました

急速な拡大から初期宇宙の線形次元を少なくとも１０＾２６、あるいは、おそらく、より大きな因数によって増大させます

インフラトン場のようなスカラー場のような少なくとも１０＾７８の結果を成立させる要素によって体積を増大させました

大統一理論が世界の構造の特徴ならば、宇宙インフレーションは、大統一対称性の壊れる間か後に現れなければなりません

▢▢▢ １０^－３６秒 ▢▢▢

物理的宇宙論で電弱時代は、ビッグバンの後の１０＾－３６秒／１０＾－３２秒から開始された初期宇宙の進化の時代です

強い力が電弱力から分離するとき、宇宙の温度は、 > １００ＧｅＶであり、弱い力と電磁力を一つにする十分な高さでした

若干の宇宙論者は、インフレーション時代を開始するビッグバンの後の約１０＾－３６秒で電弱時代の出来事を配置します

他の人がビッグバンの後の約１０＾－３２秒のとき、高い密度の熱いクォーク・グルーオンプラズマで宇宙を満たしました

非常に初期の宇宙で「プランク時代」→「大統一時代」→『電弱時代』の瞬間に重力・強い力・電弱力を分離するでしょう

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

インフレーション時代の終わりは、正確に知られていません、ビッグバンの後の１０＾－３３～－３２秒として想定します

しかし、終了のとき、インフレーション場が「再加熱」として知られるプロセスから普通に見かける粒子まで崩壊しました

いつものビッグバン宇宙論で空間の計量拡大のポイントは、そのような急激に拡大するスカラー場の相転移から始まります

宇宙の再加熱の時間が、通常、ビッグバンの後の時間として引用され、したがって、ビッグバンの時間に言及していました

ビッグバン特異点から滴り落ちた宇宙は、そして、伝統的な非インフレーション宇宙論の時間によって通り過ぎるでしょう

▢▢▢ １０^－３３秒 ▢▢▢

最も単純な宇宙論モデルによるとインフレーション時代は、ビッグバンの後の約１０＾－３２秒に対応した温度で終えます

したがって、膨張のようなエリアが一定の規準よりも上の記述として１０＾－３２秒未満であり、更なる続きを含みません

けれども、事実として宇宙で観察された均質性を説明するために拡大の持続は、１０＾－３２秒よりも長いかもしれません

そして一方、更に宇宙インフレーションが無限の拡大として永遠の膨張（インフレーション）であることを可能にしました

インフレーションを終了した時間の初めの出来事です、インフレーション宇宙論でビッグバンの後に意味のある時間でした

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

あらゆる素粒子の何かは、電弱超対称性の破れる電弱時代の終わりに質量（Ｅ＝ｍｃ＾２）を獲得したと考えられています

質量（Ｆ＝ｍａ）が真空期待値（真空のゼロではない値）を獲得するヒッグス機構のヒッグス粒子によって行なわれました

１０＾－１２秒から１０＾－６秒のクォーク時代は、重力・強い力・弱い力・電磁力の基本相互作用が現在の形に成ります

そのとき、宇宙の温度は、しかし、ハドロンを生成するためクォークを結合させるために、まだ、あまりにも高いでしょう

高密度の熱いクォーク－グルーオン・プラズマ（各々が自由に行動できる安定した中性状態）によって宇宙を満たしました

▢▢▢ １０^－１２秒 ▢▢▢

物理的宇宙論でクォーク時代は、ビッグバンの後の１０＾－１２秒から開始され、基本的な相互作用が現在の形になります

電弱相互作用は、弱い力と電磁力の分離で終わり、電弱時代の後にクォーク－グルーオン・プラズマで宇宙を満たしました

とても熱いクォーク－グルーオン・プラズマの宇宙がクォーク、レプトン、そして、それらの反粒子を含んでいる空間です

粒子の間の衝突は、エネルギーが非常に高く、あまりにもエネルギッシュでクォークをバリオンやメソンに統合できません

クォーク時代は、約１０＾－６秒で終わり、粒子相互作用の平均エネルギーがハドロンの結合エネルギーまで低下しました

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

宇宙は、およそ１０＾－６秒の世代を重ねたとき、クォーク時代が終わり、クォーク－グルーオン・プラズマを冷却します

粒子相互作用の平均エネルギーは、１０＾－６秒から１秒までハドロン時代にハドロンの結合エネルギー以下へ落ちました

宇宙がハドロンを生成できるまで冷やされ、そのとき、陽子と中性子から組み立てたバリオンのような複合粒子を作ります

ハドロン時代の宇宙の質量は、ハドロン（素粒子標準モデルの強い力で結び付いた複合粒子）によって支配されるでしょう

ニュートリノ（放射のエネルギー分布で消える粒子）がビッグバンの約１秒後に分離して自由に旅することを開始しました

▢▢▢ １０^－６秒 ▢▢▢

クォーク時代の後でクォークは、クォーク－グルーオン・プラズマの冷却としてハドロンに閉じ込められるようになります

ハドロン時代で宇宙が強い相互作用で結びついた複合粒子であるハドロンの形成を可能にする十分な温度まで冷却しました

大半のハドロンと反ハドロンは、ハドロン時代の最後を通して互いに消滅します、ほんの少しのハドロンを後に残しました

反ハドロンの除去がビッグバンの後の１秒で完了します、そのとき、レプトン時代は、開始され、そして、後に続きました

現在の宇宙で物質は、反物質よりも遥かに多く、ＣＰ対称性の破れが宇宙の歴史で非対称性を生成するために必要でしょう

▢▢▢ １０^－６秒 ▢▢▢

物理的宇宙論でハドロン時代は、ビッグバンの後の１０＾－６秒で開始され、宇宙の質量がハドロンによって支配されます

そのとき、宇宙の高い温度が十分な低さまで減少しました、クォークをハドロンまで共に結合させることを可能にしました

ハドロン・エポックは、まず最初の温度がハドロン／反ハドロンのペア（対）の形成を可能にする十分な高さで推移します

そのような熱平衡状態で物質と反物質を保ちました、しかしながら、宇宙は、高い温度から降下することを止めず続けます

もはやハドロン／反ハドロンの対を生産せず、ほとんどが消滅反応から取り除かれ、ハドロンの小さな残留物を残しました

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

ハドロンと反ハドロンの大多数は、ハドロン時代の終了の対消滅で宇宙の質量を支配したレプトンと反レプトンを残します

およそビッグバンの後で１秒の段階としてニュートリノが切り離されました、自由な空間を通して旅することを開始します

宇宙ニュートリノ背景放射について詳細は、不明であるけれども、後に放射される宇宙マイクロ波背景放射へ類似しました

しかしながら、これまでのところ、宇宙ニュートリノ背景放射の詳細に関して観測した事実がありそうもなく、存在します

ビッグバン・モデルは、ニュートリノの数と宇宙マイクロ波背景放射の光子の数で一定の比率の存在が予測されていました

▢▢▢ １０^１秒 ▢▢▢

物理的宇宙論でレプトン時代は、ビッグバンの後の１０＾１秒から開始され、宇宙の質量がレプトンによって支配されます

レプトン時代で宇宙の温度は、まだ、レプトン－反レプトン対を作成する十分な高さであり、そのような熱平衡状態でした

ビッグバンの直後で宇宙の温度が約１０秒後にレプトン／アンチレプトンのペアを作成できなくなるポイントまで至ります

それから、ほとんどのレプトンと反レプトンは、消滅反応によって取り除かれ、レプトンの小さな残留物を後に残しました

ＣＰ対称性の破れの事象が現在の宇宙で反物質よりも遥かに多い物質の生成に関する非対称性を説明するため必要でしょう

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

ハドロンと反ハドロンは、宇宙の誕生から約１秒後に対消滅します、宇宙の質量がレプトンと反レプトンで占められました

宇宙で２秒後の温度は、およそ２．５ＭｅＶの範囲であり、宇宙ニュートリノ背景（ＣνＢ）を物質から切り離すでしょう

そのとき、宇宙ニュートリノ背景放射が３７９，０００歳の宇宙による宇宙マイクロ波背景放射のような２秒の名残りです

放射線密度は、初期宇宙で様々な物理過程に大きく影響しました、潜在的に測定可能な物理量の検出可能な痕跡を残します

誕生から約３秒の温度がレプトンと反レプトンの新たな対を作成せず、わずかなレプトンで残り、ほとんどの対消滅でした

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

宇宙の温度は、およそビッグバンの１０秒後で適切になります、もはや新レプトン／反レプトンの対の作成が行われません

レプトン時代は、そして一方、大部分のレプトンと反レプトンが消滅反応から取り除かれ、わずかなレプトンを残しました

大部分のレプトンと反レプトンは、レプトン時代の終了で対消滅します、その後、宇宙のエネルギーを光子で支配しました

これらの作成されたフォトンが荷電した陽子や電子、そのような、最終的に原子核を通して、まだ、頻繁に相互作用します

わずかなレプトンの残り、それから、フォトンは、次の３８０，０００年の光子時代の間で相互作用するために続けました

▢▢▢ １０秒 ▢▢▢

物理的宇宙論でフォトン時代は、ビッグバンの後の約１０秒で開始します、宇宙の質量がフォトンによって支配されました

レプトン時代の後に続くフォトン・エポックが最初の数分の間で現れた元素合成のプロセスによって原子核を作成しました

したがって、光子時代の始まりは、大部分のレプトンと反レプトンが消滅反応から取り除かれた後に到来したエポックです

宇宙は、時代の残りを通して原子核・電子・光子の熱い高密度プラズマを含み、フォトンが頻繁に物質と相互作用しました

一方、宇宙の温度は、中性原子の作成のため電子と結合できるポイントまで下がります、ビッグバンの約３８万年後でした

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

宇宙の温度は、およそビッグバンの３分後で原子核の生成を始めることを可能にしたポイントまで減少することになります

暗黒物質の仮説が正しいならば、バリオンの生成の後で安定した陽子や中性子を形成するビッグバン元素合成の開始でした

陽子（水素イオン）と中性子は、核融合のプロセスが原子核の統合を開始します、しかし、約１７分の間で続くだけでした

ビッグバン元素合成の時間を通して宇宙の温度と密度は、適切になります、そして一方、核融合を続けることができません

元素合成の時間に宇宙の質量は、およそヘリウム４よりも３倍の多くの水素、それから、他の核の痕跡量だけがありました

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

ビッグバン元素合成は、およそビッグバンの２０分後に終了します、後の宇宙が核融合に必要な温度と密度ではありません

したがって、ビッグバン元素合成（ＢＢＮ）は、宇宙膨張の開始から約３～２０分の期間として約１７分間だけ続きました

初期宇宙で元素合成の短さは、重要です、なぜなら、元素合成が形成されるベリリウムよりも重い元素の作成を防ぎました

そして一方、初期宇宙の同じ時間の温度と密度を通して燃えていない軽い元素と重水素のような物質の存在を可能にします

観察可能な宇宙全体による原子核合成であり、理論値と一致する現在の元素の存在量は、ビッグバン理論の強い証拠でした

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

宇宙は、およそビッグバンの７万年後として非相対的物質（原子核）と相対的放射（光子）の密度が等しく存在しています

形作ることのできる最も小さな構造を決定するジーンズ長は、重力の引力と圧効果の間の競合によって減少を開始しました

したがって、ジーンズ長が拡大を引き起こす熱エネルギーと崩壊を引き起こした重力として打ち消し合う雲の臨界半径です

ジーンズ長の摂動は、放射自由ストリーミングによって一掃される代わりに振幅によって成長を開始することも可能でした

自由ストリーミング粒子が散乱しないで媒体を介して伝播している一つです、フォトンは、頻繁に物質と相互作用しました

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

冷たくなる宇宙で電子は、水素やヘリウムで中性になるイオン（中性粒子に残留している荷量効果）によって捕獲されます

宇宙の再結合プロセスが、比較的、速く、そして、実際、水素よりもヘリウムに対して速い再結合として知られていました

そのとき、宇宙の大部分の原子は、中性です、それから、光子が透き通る宇宙を通して自由に旅することを可能にしました

邪魔されず旅することのできた再結合の直後に発せられる光子は、宇宙マイクロ波背景放射の放射線で見ることができます

宇宙マイクロ波背景放射（ＣＭＢ）は、したがって、フォトン時代を終える「再結合期」における宇宙の絵を提供しました

▢▢▢ ３８万年 ▢▢▢

ビッグバン後の４０万年の赤方偏移ｚ＝１１００は、電気的中性の電子と陽子になる再結合期として再電離の第一段階です

中性の水素を形成する電子と陽子の組合せの率が水素のイオン化率よりも高く、再結合の時代として宇宙を透明にしました

そのとき、電子は、中性水素や他の原子・分子で見つかり、励起状態へ進むことから光子の形のエネルギーを吸収できます

比較的、吸収された特定の波長が不透明でした、中性水素で満ち溢れる宇宙は、ほとんどのスペクトルにわたって透明です

その時点から宇宙は、透明になり（宇宙の暗黒時代の開始）、徐々に赤方偏移する宇宙背景放射の以外の光源がありません

▢▢▢ ３８万年 ▢▢▢

宇宙マイクロ波背景放射は、中性水素の形成から放たれ、それまで光が陽子と電子のプラズマ状態の空間を直進できません

フォトンは、透明になる前の宇宙で星の内部のように常に物質と相互作用するランダムウォークで移動したかもしれません

宇宙の構造形成が宇宙マイクロ波背景放射の作成の後で行われ、結果として光子は、もはや頻繁に物質と相互作用しません

赤方偏移ｚ＝１０８９は、宇宙が透明になるビッグバンの３７９，０００年後と１３８億年前における宇宙のありさまです

ビッグバン後の約３８万年で宇宙の温度は、核子と電子に残された荷量効果による電荷中性原子が現れるまで低下しました

▢▢▢ ３８万年 ▢▢▢

１３８億年前の宇宙の中身は、推定分布がダークマター６３％、アトム１２％、フォトン１５％、ニュートリノ１０％です

今日の宇宙で暗黒物質と暗黒エネルギーの推定は、ダークエネルギー７２％、ダークマター２３％、アトム４．６％でした

暗黒物質が宇宙に広く存在して宇宙構造の形成に関係します、一方、暗黒エネルギーは、宇宙の加速について言及しました

バリオン・アコースティック振動の測定は、宇宙論パラメーターを強いることから暗黒エネルギーの性質の理解を助けます

現在のところ、ダークエネルギーが高密度ではなく（１０＾－２９ｇ／ｃｍ＾３）、実験室レベルで検出できませんでした

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

大部分の光子は、宇宙で再電離が発生する前に光子－バリオン流体のプラズマであり、電子と陽子が相互に作用しています

結果として不透明であるか霧の立ち込める宇宙でした、望遠鏡で観察することのできる光ではない光によって満たされます

初期の宇宙でバリオンのような物質は、イオン化されたプラズマとして再結合を通して自由電子を獲得して中性に成ります

宇宙背景放射を作成する光子が放たれ、宇宙の晴れ上がる暗黒時代にオブジェクトは、凝縮を開始して物体を形成しました

そのとき、十分なエネルギーの天体は、形成されます、エネルギーの放射から宇宙を再びイオン化プラズマまで戻しました

▢▢▢ １億５０００万年 ▢▢▢

銀河は、種族Ⅲの星をビッグバンと最初のクエーサーの間で作ります、クエーサーがヘリウムよりも重い元素の証拠でした

全ての星々は、プラズマによって作られ、更に恒星の間の空間が非常に疎らに見つかるプラズマによって満たされています

再結合－再電離の時代で宇宙の大部分は、プラズマから構成されました、最も初めのクエーサーが重力崩壊から作られます

物理的宇宙論でハイドロゲン・ラインは、中性水素原子のエネルギー状態による変化によって放射される２１ｃｍ線でした

２１ｃｍ線が暗黒時代と再電離の決定的特質です、宇宙マイクロ波背景放射よりも初期の宇宙を研究する強力な道具でした

▢▢▢ 天文年表 ▢▢▢

宇宙論で星たちの輝く時代は、部分的な「原初の時代」から熱的死による「縮退時代」まで宇宙が星に満ちている期間です

最初の星は、ビッグバンの約１．５億年後に分子雲の大きな高密度領域の小さな崩壊で現れました、多分、種族ＩＩＩです

物質の多くが銀河へ崩壊して後で種族Ｉ星形を持つ種族ＩＩ星形を作り、初期宇宙の状態から現在の構造まで進化しました

重力は、銀河郡、銀河集団、そして、超銀河団のような宇宙の大規模構造を作るために銀河を互いの方向まで引きつけます

現在の宇宙の年齢が１．３８ ×１０＾１０歳と考えられ、星に満ちている時代の後でブラックホールの時代を予想しました

▢▢▢ 参照 ▢▢▢
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