Chronologia Wszechświata – uporządkowany opis dziejów Wszechświata w modelu Wielkiego Wybuchu, obejmujący kolejne epoki od najwcześniejszego gorącego i gęstego stanu po powstanie atomów, gwiazd, galaktyk, wielkoskalowej struktury kosmicznej i współczesną przyspieszoną ekspansję. Datowanie tych etapów opiera się na połączeniu modeli kosmologii fizycznej, fizyki cząstek elementarnych, obserwacji mikrofalowego promieniowania tła, pomiarów przesunięć ku czerwieni odległych obiektów oraz rekonstrukcji historii formowania galaktyk.
Współczesna chronologia kosmologiczna nie jest katalogiem wszystkich wydarzeń astronomicznych. Jej rdzeniem są przejścia fizyczne, które zmieniały skład, temperaturę, gęstość i sposób ewolucji Wszechświata. Należą do nich inflacja, gorący etap cząstek elementarnych, nukleosynteza, i odsprzęgnięcie fotonów (), , rejonizacja, formowanie struktur oraz przejście do epoki zdominowanej przez ciemną energię. Dokładne granice czasowe zależą od przyjętych parametrów kosmologicznych i od definicji poszczególnych przejść. Najdawniejsze etapy, poprzedzające dobrze potwierdzony gorący Wielki Wybuch, są szczególnie niepewne, ponieważ wymagają fizyki poza bezpośrednio sprawdzonym zakresem obecnych teorii.
thumb|upright=1.6|Schematyczna oś czasu historii Wszechświata, od fazy inflacyjnej po współczesną przyspieszoną ekspansję
Skala czasu i źródła datowania Czas w kosmologii najczęściej liczy się jako czas kosmiczny, czyli czas mierzony przez hipotetyczne zegary współporuszające się z uśrednioną ekspansją Wszechświata. Ponieważ światło z odległych galaktyk dociera do obserwatora po długiej podróży, obserwacja obiektów o dużym przesunięciu ku czerwieni jest jednocześnie obserwacją dawnych epok. Związek między przesunięciem ku czerwieni, czasem wstecznym, odległością i wiekiem Wszechświata zależy od przyjętego modelu kosmologicznego oraz jego parametrów. Temperatura mikrofalowego tła w dawnych epokach skaluje się przy tym wprost z przesunięciem ku czerwieni, jako T(z) = T0(1 + z), gdzie T0 ≈ 2,725 K to jej dzisiejsza wartość.
Podstawowym modelem odniesienia jest model ΛCDM, w którym zwykła materia, ciemna materia, promieniowanie, neutrina i ciemna energia determinują tempo ekspansji oraz wzrost struktur. Przez wzrost struktur rozumie się tu narastanie zaburzeń gęstości, z których z czasem formują się galaktyki i ich skupiska. Parametry tego modelu są ograniczane niezależnie m.in. przez mikrofalowe promieniowanie tła, rozmieszczenie galaktyk, oscylacje barionowe, supernowe typu Ia i obfitości lekkich pierwiastków.
Ewolucję czynnika skali a(t) opisują równania Friedmana, wyprowadzone z ogólnej teorii względności dla jednorodnego i izotropowego Wszechświata:
. Tutaj H = ȧ/a to parametr Hubble’a, k – krzywizna przestrzenna, Λ – stała kosmologiczna, a ρ i P – odpowiednio gęstość i ciśnienie wypełniającego go ośrodka. thumb|Trzy możliwe geometrie przestrzeni zależnie od parametru gęstości Ω0: zamknięta (sferyczna, Ω0 > 1), otwarta (hiperboliczna, Ω0 < 1) i płaska (Ω0 = 1); pomiary wskazują, że Wszechświat jest z dobrym przybliżeniem płaski. Średnia gęstość decyduje też o geometrii przestrzeni. Sumę bezwymiarowych parametrów gęstości wiąże z krzywizną zależność w której Ωk odpowiada wkładowi krzywizny. Dla Ω0 > 1 przestrzeń jest zamknięta o geometrii sferycznej, dla Ω0 < 1 otwarta i hiperboliczna, a dla Ω0 = 1 płaska. Pomiary mikrofalowego promieniowania tła wskazują, że Wszechświat jest z dobrym przybliżeniem płaski (Ω0 ≈ 1). Z tego powodu wszystkie daty (a ściślej: czasy kosmiczne) podawane w tabelach kosmologicznych są przybliżone i zależne od przyjętego modelu. Zmiana wartości parametrów, takich jak stała Hubble’a albo udział ciemnej energii, nie zmienia kolejności głównych epok, ale może nieznacznie przesunąć ich granice.
W datowaniu obserwacji stosowane jest pojęcie czasu wstecznego, czyli różnicy między obecnym wiekiem Wszechświata a czasem kosmicznym chwili, w której obserwowane światło zostało wyemitowane. Obiekt o dużym przesunięciu ku czerwieni jest widziany takim, jakim był w młodym Wszechświecie, więc jego czas wsteczny jest bliski obecnemu wiekowi Wszechświata. Czasu wstecznego nie należy jednak utożsamiać z odległością: obecna odległość współporuszająca się obiektu jest większa niż droga, którą światło faktycznie przebyło, ponieważ podczas lotu fotonu rozszerzała się sama przestrzeń. To rozróżnienie jest ważne przy interpretacji stwierdzeń, że najdalsze galaktyki są widziane „kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu”.
Główne ery dynamiczne W bardzo wczesnym Wszechświecie dominowała energia promieniowania i relatywistycznych cząstek. W tej epoce gęstość energii promieniowania malała szybciej niż gęstość materii, dlatego po około 50 tysiącach lat nastąpiła równość materii i promieniowania: od tego momentu główny wpływ na tempo wzrostu zaburzeń gęstości zaczęła mieć materia, zwłaszcza ciemna materia. Zaburzenia, które wcześniej były częściowo wygładzane przez ciśnienie promieniowania, mogły odtąd skuteczniej narastać grawitacyjnie.
Po rekombinacji i odsprzęgnięciu fotonów Wszechświat był przez większość swojej historii zdominowany dynamicznie przez materię. W tej fazie powstały pierwsze gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk i większe układy, a ekspansja w dużej skali stopniowo zwalniała pod wpływem grawitacji. Dopiero kilka miliardów lat temu znaczenie zaczęła przejmować ciemna energia, a obserwacje supernowych typu Ia wykazały, że obecna ekspansja jest przyspieszona.
Takie trzyczęściowe ujęcie – era promieniowania, era materii i era ciemnej energii – nakłada się na bardziej szczegółową chronologię cząstek, atomów i struktur. Nie zastępuje ono etapów takich jak nukleosynteza czy rejonizacja, lecz pokazuje, który składnik bilansu energii sterował w danym czasie ekspansją i wzrostem zaburzeń.
Tempo ekspansji w każdej z tych er wynika z rozwiązań równań Friedmana dla dominującego składnika gęstości energii: Era Czynnik skali Parametr Hubble'a era promieniowania era materii era ciemnej energii
Wczesny Wszechświat Standardowy opis najwcześniejszych chwil nie zaczyna się od dobrze zdefiniowanego „punktu zerowego” w sensie klasycznej osobliwości. Ekstrapolacja ogólnej teorii względności do skrajnie wysokich energii prowadzi do zakresu, w którym znane równania przestają być wystarczające. Dlatego epoka Plancka i hipotetyczna era wielkiej unifikacji są traktowane jako obszar spekulatywny, zależny od nieustalonej teorii grawitacji kwantowej i fizyki poza Modelem Standardowym. Hipoteza wielkiej unifikacji zakłada, że przy energiach rzędu 1016 GeV oddziaływania silne, słabe i elektromagnetyczne stają się przejawami jednej symetrii. Pierwsze takie modele zaproponowali w 1974 roku i Sheldon Glashow. Energie te są jednak niedostępne w doświadczeniach, dlatego era wielkiej unifikacji pozostaje przewidywaniem teoretycznym.
Jednym z najwcześniejszych szeroko rozważanych etapów, powiązanym z obserwowanymi własnościami mikrofalowego promieniowania tła, jest inflacja kosmologiczna. W jej trakcie rozmiary przestrzeni miały wzrosnąć wykładniczo w bardzo krótkim czasie, co pozwala wyjaśnić jednorodność mikrofalowego tła, brak obserwowanej dużej krzywizny przestrzennej oraz pochodzenie pierwotnych zaburzeń gęstości. Klasyczny model inflacyjny został zaproponowany jako rozwiązanie problemu horyzontu i płaskości, a także nadprodukcji ciężkich monopoli magnetycznych przewidywanych przez teorie wielkiej unifikacji, których reliktowa obfitość bez inflacji przekraczałaby obserwacyjne granice o około 14 rzędów wielkości. Inflacja przewiduje ponadto, że pierwotne zaburzenia gęstości powstają z kwantowych fluktuacji pola, rozciąganych przez gwałtowną ekspansję do skal kosmicznych, i mają widmo mocy (rozkład amplitudy zaburzeń w zależności od ich rozmiaru, nie widmo elektromagnetyczne) niemal niezależne od skali. Pomiary anizotropii mikrofalowego tła potwierdziły, że widmo mocy pierwotnych zaburzeń jest niemal, ale nie dokładnie, niezależne od skali. Dla zaburzeń skalarnych wyznaczono indeks spektralny ns = 0,9649 ± 0,0042, co wyklucza wartość ns = 1. Nie wykryto natomiast pierwotnych fal grawitacyjnych z inflacji, dla których stosunek tensorowo-skalarny ograniczono do r < 0,036 (na poziomie ufności 95%). Po zakończeniu inflacji energia pola odpowiedzialnego za ten proces musiała przejść w gorącą mieszaninę cząstek. Etap ten, w którym energia może być przekazywana m.in. gwałtownie przez rezonans parametryczny (), nazywa się odgrzewaniem.
W ułamkach sekundy po gorącym początku Wszechświat przechodził przez stany, w których cząstki elementarne pozostawały w równowadze termicznej lub z niej wypadały. W miarę ochładzania następowało łamanie symetrii elektrosłabej, plazma kwarkowo-gluonowa przeszła w hadrony, a po około jednej sekundzie neutrina przestały efektywnie oddziaływać z resztą materii. Kosmologicznego tła neutrinowego nie obserwuje się bezpośrednio w taki sposób jak tła mikrofalowego, ale jego wpływ jest pośrednio widoczny w nukleosyntezie i anizotropiach mikrofalowego promieniowania tła. Krótko po odsprzęgnięciu neutrin, gdy temperatura spadła poniżej energii spoczynkowej elektronu, pary elektron–pozyton uległy anihilacji, oddając energię fotonom, lecz nie neutrinom, które już nie oddziaływały. Z tego powodu tło neutrinowe ma dziś nieco niższą temperaturę niż mikrofalowe tło fotonowe, w stosunku (4/11)1/3 (około 1,95 K), z niewielką poprawką wynikającą z niepełnego odsprzęgnięcia neutrin w chwili anihilacji. Choć masy neutrin są bardzo małe, wpływają na tempo wzrostu struktur w późniejszych epokach, dlatego ich sumę ograniczają obserwacje mikrofalowego promieniowania tła i rozmieszczenia galaktyk w wielkiej skali.
Jednym z nierozwiązanych problemów tej najwcześniejszej chronologii jest pochodzenie asymetrii między materią a antymaterią. Obserwowany Wszechświat zawiera bardzo mało antymaterii, choć w prostym obrazie gorącego początku cząstki i antycząstki powinny powstawać parami. Mechanizmy bariogenezy muszą wyjaśnić, dlaczego po anihilacji par pozostała niewielka nadwyżka materii, z której powstały późniejsze jądra, atomy i struktury. Skalę tej nadwyżki wyraża stosunek liczby barionów do fotonów, rzędu 6×10−10, zgodnie wyznaczany z nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu i z mikrofalowego tła. Warunki, jakie musi spełnić każdy taki mechanizm – łamanie liczby barionowej, łamanie symetrii C oraz CP, a także odejście od równowagi termodynamicznej – sformułował w 1967 roku Andriej Sacharow. Mimo wielu proponowanych modeli, w tym i bariogenezy elektrosłabej, konkretny mechanizm pozostaje nierozstrzygnięty.
Przejścia fazowe wczesnego Wszechświata W miarę ochładzania gorącego Wszechświata jego zawartość przechodziła przez kolejne przemiany związane ze spontanicznym łamaniem symetrii oddziaływań. Przy temperaturze rzędu 100 GeV (około 10−11 sekundy po Wielkim Wybuchu) nastąpiło przejście elektrosłabe, po którym oddziaływania elektromagnetyczne i słabe przestały być opisywane wspólną symetrią, a cząstki uzyskały masy dzięki mechanizmowi Higgsa. Obliczenia na sieci pokazują, że dla zmierzonej masy bozonu Higgsa nie jest to ostre przejście fazowe pierwszego rodzaju, lecz gładkie przejście typu crossover.
Przy temperaturze rzędu 150 MeV (około 10−5 sekundy) plazma kwarkowo-gluonowa przeszła w fazę, w której kwarki i gluony pozostają uwięzione wewnątrz hadronów. Symulacje chromodynamiki kwantowej na sieci wskazują, że dla fizycznych mas kwarków również to przejście ma charakter gładkiego crossoveru, a nie ostrego przejścia fazowego. Te wyniki mają znaczenie dla chronologii, ponieważ łagodne crossover-y nie pozostawiają gwałtownych śladów – takich jak silne fale grawitacyjne czy ściany domenowe (topologiczne defekty powstające przy gwałtownym, nierównomiernym przejściu fazowym) – których obecność wykluczałaby standardowy obraz gorącego początku.
Nukleosynteza, rekombinacja i mikrofalowe tło