Chronológia vesmíru opisuje históriu a budúcnosť vesmíru podľa kozmológie veľkého tresku, prevažujúceho vedeckého modelu vzniku a vývoja vesmíru v priebehu času. Moment, v ktorom sa podľa predpokladov začal vesmír rapídne rozpínať zo singularity je známy ako veľký tresk. Súčasný odhad hovorí, že rozpínanie začalo pred 13,799±0,021 miliardami rokov. Vývoj vesmíru sa zatiaľ delí na 3 fázy.
Zhrnutie Veľmi raný vesmír bol tak horúci a energetický, že v ňom nemohli existovať žiadne častice, a sily, ktoré dnes existujú, boli zjednotené v jednej sile. Obrovské energie spôsobili, že samotný priestor expandoval počas inflačnej epochy. Postupne sa obrovské energie ochladzovali na teplotu neporovnateľne vyššiu ako hocičo, čo pozorujeme dnes, ale dostatočne nízku na postupný rozpad symetrie síl, čo nakoniec viedlo k oddeleniu silnej interakcie od elektroslabej sily a k vzniku prvých častíc. thumb|História Vesmíru – predpokladá sa, že gravitačné vlny vznikli z kozmickej inflácie. V druhej fáze sa vesmír tvorený kvark-gluónovou plazmou ďalej ochladzoval. Ďalším rozpadom symetrie, najmä rozpadom elektroslabej symetrie, vznikli súčasné základné sily a celá škála komplexných a zložených častíc, ktoré dnes existujú. To viedlo k dominancii hmoty vo vesmíre, prvým neutrálnym atómom a žiareniu kozmického mikrovlnného pozadia. Moderné teórie vysokoenergetickej časticovej fyziky pokrývajú tieto úrovne energie a tak fyzici veria, že tomuto obdobiu dostatočne rozumejú.
V tretej fáze už existoval vesmír s fundamentálnymi časticami a silami, tak ako ich poznáme dnes. Začala tvorba všetkých stabilných štruktúr, tzn. hviezd, kvazarov, galaxií, kôp a superkôp galaxií. Ich vznik vytvoril vesmír, ktorý vidíme dnes.
V budúcnosti vedci predpokladajú, že život na Zemi zanikne asi za miliardu rokov. Za 5 miliárd rokov bude Zem pohltená Slnkom. O mnoho rokov neskôr zaniknú hviezdy a vesmír sa ponorí do tmy. Ďalším vývojom vesmíru sa zaoberajú rôzne teórie popísané nižšie.
Veľmi raný vesmír Všetky teórie o veľmi ranom vesmíre (kozmogónii) sú špekulatívne. Žiadne experimenty v urýchľovačoch zatiaľ nedosahujú potrebné energie na to, aby poskytli experimentálny pohľad na správanie hmoty a energie na úrovniach prevažujúcich v tomto období. Navrhnuté scenáre sa radikálne líšia. Príkladmi sú Hartle-Hawkingov počiatočný stav, strunový tvar, membránová inflácia a ekpyrotický vesmír. Niektoré z nich sú vzájomne kompatibilné, niektoré sa vylučujú.
Planckova éra do 10–43 sekúnd po veľkom tresku
Planckova éra je obdobie tradičnej (neinflačnej) kozmológie veľkého tresku, počas ktorého boli teploty dostatočne vysoké nato, aby štyri základné sily – elektromagnetizmus, gravitácia, slabá a silná interakcia – boli zjednotené do jednej základnej sily. Fyzike týchto teplôt rozumieme len veľmi málo a rozdielne teórie predpokladajú rôzne scenáre. Tradičná kozmológia veľkého tresku predpovedá gravitačnú singularitu ako predchodcu tohoto obdobia, ale táto teória je založená na všeobecnej relativite a predpokladá sa jej rozpad pôsobením kvantových efektov. Fyzici dúfajú, že navrhnuté teórie kvantovej gravitácie ako napr. teória strún, loop quantum gravity a causal sets, nakoniec povedú k lepšiemu pochopeniu tohoto obdobia. V inflačnej kozmológii sa obdobie pred koncom inflácie (zhruba 10−32 sekúnd po veľkom tresku) nenasleduje tradičnú časovú os veľkého tresku. Vesmír pred koncom inflácie je takmer čisté vákuum s veľmi nízkou teplotou a trvá omnoho dlhšie ako 10−32 sekúnd. Obdobie od konca inflácie je založené na čase veľkého tresku podľa neinflačného modelu veľkého tresku a nie na skutočnom veku vesmíru v tom čase, ktorý sa nedá podľa inflačnej teórie zistiť. Preto v inflačnej kozmológii neexistuje Planckova éra v tradičnom zmysle a podobné podmienky mohli prevažovať v pred-inflačnej ére vesmíru.
Epocha veľkého zjednotenia medzi 10–43 a 10–36 sekundami po veľkom treskuRyden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
Počas rozpínania a ochladzovania sa vesmír ochladí natoľko, že prekročí hranicu pri ktorej sa sily oddelia. Tieto zmeny skupenstiev sa podobajú na kondenzáciu a tuhnutie. Epocha veľkého zjednotenia začína v čase, keď sa gravitácia oddelí od ostatných prírodných síl, ktoré sa spoločne nazývajú kalibračné sily. Negravitačnú fyziku v tomto období by mala popísať tzv. Veľká zjednotená teória (GUT). Epocha veľkého zjednotenia končí keď sa GUT sily ďalej rozdelia na silnú interakciu a elektroslabú silu. Pri tomto prechode by mali vzniknúť veľké množstvá magnetických monopólov, ktoré sme zatiaľ nepozorovali. Nedostatok magnetických monopólov vyriešila inflačná teória.
V modernej inflačnej kozmológii tradičná epocha veľkého zjednotenia, podobne ako Planckova éra, neexistuje.
Elektroslabá epocha medzi 10–36 a 10–12 sekundami po veľkom tresku
V tradičnej kozmológii veľkého tresku začína elektroslabá epocha 10−36 sekúnd po veľkom tresku, keď bola teplota dostatočne nízka (1028) na oddelenie silnej interakcie od elektroslabej sily. Podľa inflačnej kozmológie začína elektroslabá epocha na konci inflačnej epochy, zhruba po 10−32 sekundách.
Inflačná epocha dĺžka neznáma, končí 10–32(?) sekúnd po veľkom tresku
Kozmická inflácia je obdobím zrýchľujúcej expanzie spôsobenej hypotetickým poľom nazývaným inflaton, ktoré malo vlastnosti podobné Higgsovmu poľu a tmavej energii. Počas spomaľovania expanzie sa zväčšovali odchýlky od homogenity, výsledkom bol chaotickejší vesmír; zrýchľujúca expanzia spôsobuje, že vesmír je homogénnejší. Dostatočne dlhé obdobie inflačnej expanzie v minulosti by vysvetľovalo vysoký stupeň homogenity, ktorý dnes pozorujeme vo vesmíre, dokonca aj vtedy ak by bol vesmír pred infláciou veľmi heterogénny.
Inflácia končí, keď sa inflatónové pole rozpadne na bežné častice procesom nazývaným reheating a v tom bode začína normálna expanzia veľkého tresku. Obdobie reheatingu sa zvyčajne označuje ako obdobie po veľkom tresku. To sa týka času, ktorý by uplynul v tradičnej kozmológii medzi singularitou a momentom, keď vesmír dosiahol rovnakú teplotu, aká vznikla pri reheatingu, napriek tomu, že v inflačnej kozmológii tradičný veľký tresk nenastal.
Podľa najjednoduchších modelov inflácia skončila pri teplote zodpovedajúcej zhruba 10−32 sekundám po veľkom tresku. To však neznamená, že inflačná éra trvala menej ako 10−32 sekúnd. Aby sa dala vysvetliť pozorovaná homogenita vesmíru, inflácia musela trvať dlhšie. V inflačnej kozmológii je najskorším významným časom po veľkom tresku čas konca inflácie.
Baryogenéza V súčasnosti neexistuje dostatok dôkazov na to, aby sme vysvetlili prečo vesmír obsahuje omnoho viac baryónov ako antibaryónov. Teória, ktorá sa pokúsi vysvetliť tento jav, musí umožniť vznik Sakharovových podmienok niekedy po konci kozmologickej inflácie. Aj keď časticová fyzika predpodkladá asymetrie, pri ktorých sú splnené tieto podmienky, tak tieto asymetrie sú príliš malé na to, aby ovplyvnili baryónovo-antibaryónovú asymetriu vo vesmíre.
Raný vesmír
Po skončení kozmickej inflácie vypĺňala vesmír kvark-gluónová plazma. Od tohto bodu rozumieme fyzike raného vesmíru o niečo viac.
Rozpad supersymetrie (špekulatívny) Ak je supersymetria vlastnosťou nášho vesmíru, tak sa musela rozpadnúť pri energii nižšej ako 1 TeV, čo je rozsah elektroslabej symetrie. Hmotnosti častíc a ich superpartnerov už viac nie sú rovnaké, čo by mohlo vysvetliť, prečo sme nikdy nepozorovali žiadneho superpartnera známych častíc.
Rozpad elektroslabej symetrie a kvarková epocha medzi 10–12 a 10-6 sekundami po veľkom tresku
Po tom, ako teplota vesmíru spadla pod určitú veľmi vysokoenergetickú úroveň, sa predpokladá, že Higgsovo pole spontánne nadobudlo vo vákuu očakávanú hodnotu, ktorá spôsobila rozpad elektroslabej kalibračnej symetrie. S tým súvisia dva efekty: Slabá interakcia a elektromagnetická sila a ich bozóny sa v tom čase prejavovali rozdielne a s rôznymi dosahmi Prostredníctvom Higgsovho mechanizmu nadobudli všetky elementárne častice, ktoré interagovali s Higgsovým poľom, hmotnosť.
Na konci tejto éry nadobudli svoju súčasnú formu základné interakcie gravitácie, elektromagnetizmu, silnej a slabej interakcie a elementárne častice mali hmotnosť, ale teplota bola stále príliš vysoká na to, aby kvarky vytvorili hadróny.
Hadrónová epocha medzi 10–6 a 1 sekundou po veľkom tresku
Kvark-gluónová plazma, ktorá tvorila vesmír, sa ochladila na teplotu, ktorá umožnila vznik hadrónov, vrátane baryónov ako protóny a neutróny. Približne 1 sekundu po veľkom tresku sa začali neutrína voľne šíriť priestorom. Toto neutrínové kozmické pozadie, aj keď ho pravdepodobne nikdy nebudeme pozorovať detailne, je podobné kozmickému mikrovlnnému pozadiu, ktoré bolo vyžiarené omnoho neskôr.
Leptónová epocha medzi 1 a 10 sekundami po veľkom tresku
Väčšina hadrónov a antihadrónov sa vzájomne anihilovala na konci hadrónovej epochy a dominantnú časť hmotnosti vesmíru tvorili leptóny a antileptóny. Približne 10 sekúnd po veľkom tresku teplota dosiahla bod, v ktorom sa už netvorili nové páry leptón/antileptón a väčšina zanikla prostredníctvom anihilácie a zanechala len malý zostatok leptónov.
Fotónová epocha medzi 10 sekundami a 380 000 rokmi po veľkom tresku
Po anihilácii väčšiny leptónov a antileptónov na konci leptónovej epochy tvorili väčšinu energie vesmíru fotóny. Tie veľmi často interagovali s nabitými protónmi, elektrónmi a jadrami. Táto aktivita trvala ďalších 380 000 rokov.
Nukleosyntéza medzi 3 a 20 minútami po veľkom treskuDetailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes
Počas fotónovej epochy poklesla teplota vesmíru na bod, kedy začali vznikať atómové jadrá. Protóny (ióny vodíka) a neutróny sa začali kombinovať do atómových jadier v procese jadrovej fúzie. Voľné neutróny sa spájali s protónmi a vytvárali deutérium, ktoré prudko splývalo na hélium-4. Nukleosyntéza trvala len okolo 17 minút, pokiaľ teplota a hustota neklesli na bod, kedy už fúzia nemohla pokračovať. V tom čase existovali všetky neutróny len v jadrách hélia. To zanechalo zhruba 3x viac vodíka ako hélia-4 a iba stopové množstvá iných jadier.
Prevaha hmoty 70 000 rokov po veľkom tresku
V tomto čase je hustota nerelativistickej hmoty (jadrá atómov) a relativistického žiarenia (fotónov) rovnaká. Jeansova dĺžka, ktorá definuje najmenšie možné štruktúry, aké môžu vzniknúť, sa zmenšuje a pertuberácie, namiesto toho aby ich zničila voľná radiácia, môžu začať rásť.
Podľa ΛCDM v tomto období prevažuje chladná tmavá hmota. Vďaka čomu gravitačný kolaps zväčšuje malé nehomogenity, zanechané kozmickou infláciou. Rastie hustota hustejších regiónov a prázdne oblasti sa ešte viac vyprázdňujú. Pretože súčasné teórie o tmavej hmote nie sú presvedčivé, zatiaľ neexistuje taká zhoda v teóriách jej pôvodu v skoršom období, ako pre baryónovú hmotu.
Rekombinácia zhruba 377 000 rokov po veľkom tresku
S poklesom hustoty začínajú vznikať atómy vodíka a hélia. Predpokladá sa, že toto sa dialo zhruba 377 000 rokov po veľkom tresku. Na začiatku sú tieto atómy ionizované, tzn. že v nich nie sú žiadne elektróny, ktoré sú preto elektricky nabité. Počas chladnutia ióny zachytávajú elektróny a vznikajú neutrálne atómy. Tento proces je relatívne rýchly (rýchlejší pre hélium) a je známy ako rekombinácia.Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005 Na konci rekombinácie je väčšina protónov viazaných v neutrálnych atómoch. Preto sa hrubá voľná dráha fotónov stáva efektívne nekonečná a fotóny sa môžu voľne pohybovať, vesmír sa stáva priesvitným. Táto kozmická udalosť sa označuje ako rozdelenie.
Fotóny, ktoré existovali v čase rozdelenia, sú tie isté fotóny, ktoré vidíme ako kozmické mikrovlnné pozadie, po prudkom ochladení expanziou vesmíru. Približne v rovnakom čase sa tlakové vlny existujúce v elektrónovo-baryónovej plazme odrážajú v distribúcii hmoty. Kozmické mikrovlnné pozadie je preto obrazom vesmíru na konci tejto epochy, vrátane drobných fluktuácií, ktoré vznikli počas inflácie.
Obývateľná epocha