Фотонная эпоха - Photon epoch

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

В физическая космология, то фотонная эпоха был периодом в эволюции ранней Вселенной, когда фотоны преобладала энергия Вселенной. Эпоха фотонов началась после многих лептоны и антилептоны мы уничтожен в конце лептонная эпоха, примерно через 10 секунд после Большой взрыв.[1] Атомные ядра были созданы в процессе нуклеосинтез что произошло в первые минуты фотонной эпохи. До конца фотонной эпохи Вселенная содержала горячую плотную плазма ядер, электронов и фотонов.[2]

В начале этого периода многие фотоны обладали достаточной энергией, чтобы фотодиссоциировать дейтерий, так что образовавшиеся атомные ядра быстро разделились на протоны и нейтроны. К десяти секундам все меньше фотонов высоких энергий было доступно для фотодиссоциации дейтерия, и, таким образом, количество этих ядер начало увеличиваться. В процессе ядерного синтеза начали образовываться более тяжелые атомы: тритий, гелий-3 и гелий-4. Наконец, начали появляться следы лития и бериллия. Как только тепловая энергия упала ниже 0,03 МэВ, нуклеосинтез фактически подошел к концу. Теперь было установлено изначальное изобилие, и измеренные количества в современную эпоху обеспечивали проверку физических моделей этого периода.[3]

Спустя 370000 лет после Большого взрыва температура Вселенной упала до точки, при которой ядра могли объединяться с электронами для образования нейтральных атомов. В результате фотоны перестали часто взаимодействовать с веществом, Вселенная стала прозрачной и космическое микроволновое фоновое излучение был создан, а затем формирование структуры состоялся. Это называется поверхность последнего рассеяния, так как соответствует виртуальной внешней поверхности сферического наблюдаемая вселенная.[4]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Шкала времени творения В архиве 2009-07-28 на Wayback Machine
  2. ^ Нарисон, С. (2015). Частицы и Вселенная, от ионической школы до бозона Хиггса и не только. Всемирная научная издательская компания Pte Limited. п. 219. ISBN  9789814644709.
  3. ^ Boesgaard, A.M .; Стейгман, Г. (1985). «Нуклеосинтез Большого взрыва: теории и наблюдения». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 23: 319–378. Bibcode:1985ARA & A..23..319B. Дои:10.1146 / annurev.aa.23.090185.001535.
  4. ^ Сажина, О. С .; и другие. (Май 2008 г.). «Анизотропия космического микроволнового фона, вызванная движущейся прямой космической струной». Журнал экспериментальной и теоретической физики. 106 (5): 878–887. arXiv:0809.0992. Bibcode:2008JETP..106..878S. Дои:10.1134 / S1063776108050051. S2CID  15260246.

дальнейшее чтение

  • Алдей, Джонатан (2002). Кварки, лептоны и большой взрыв (Второе изд.). Издательский институт Физики. ISBN  978-0-7503-0806-9.