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宇宙の年代記は、ビッグバン宇宙論に基づいて宇宙の歴史と未来を記述したものです。このモデルでは、宇宙の歴史は137億8700万年前に始まります。当時、宇宙は極めて高密度で高温であり、物質が形成される前の状態でした。
物理モデルにおける初期段階は、ほんのわずかな時間（マイクロ秒の数分の1）で空間が急速に膨張し、その後、より緩やかな膨張と物質および反物質粒子の生成が起こります。これらの粒子は互いにほぼ完全に消滅し、エネルギーとクォーク・グルーオンプラズマという形でわずかな物質の残骸を残します。膨張が続くと、このプラズマは凝縮して陽子と中性子の海となり、ニュートリノと反応します。
1秒経過すると、温度が十分に低下し、ニュートリノはもはや反応できなくなります。この膨大な数の原始ニュートリノは、今日に至るまで宇宙全体に流れ続けています。
6秒後、膨張による冷却によって電子と陽電子が対消滅し、新たなエネルギーパルスが発生する。こうして、主に水素とヘリウム、そして少量のリチウムからなる最初の元素の原子核が形成される。
宇宙は3分間の膨張期に急激な変化を遂げた後、数千年かけて冷却され、原子が安定する温度に達します。このとき、大量の光子が放出されます。これらの光子はプラズマによって吸収・放出されていましたが、原子との相互作用は比較的少ないため、現在では宇宙の背景温度として観測されています。
宇宙の次の段階は、水素ガスの重力による緩やかな崩壊です。重力によって物質が互いに引き寄せられると、ガスは圧縮され、極めて小さな空間に加熱され、核融合反応が起こり、最初の星が誕生します。数百万年にわたる重力の引力によって星の集まりが形成され、銀河や今日見られるようなより大きな構造が形作られていきます。
現在受け入れられている宇宙の歴史モデルはビッグバン理論に基づいている。すなわち、宇宙は高温高密度で始まり、その後膨張して冷却した。膨張の各主要段階では様々な粒子が相互作用する。宇宙が膨張するにつれて密度は低下し、一部の粒子間の相互作用は重要ではなくなる。宇宙の性質は変化する。さらに、膨張速度自体も存在する粒子の性質に依存しており、宇宙論と素粒子物理学の間に相互作用が生じている。[ 1 ]： 71
宇宙論において、時間と空間は密接に結びついており、時間が経過するにつれて空間は膨張します。空間内の各点（例えば銀河）における時間は、その点に仮想的な時計を置くことで一意に定義できます。これらの時計は、宇宙の膨張に伴って空間内のその点とともに移動し、遠い過去のある一点に同期しています。
遠方の銀河からの光は過去に放出され、光速で伝播します。そのため、遠方の銀河に関する知識は、ルックバック時間と呼ばれる一点に限定されます。遠方の地点から宇宙が伝播する間、宇宙は膨張を続け、光の波長をその過程で引き伸ばします。この効果は宇宙論的赤方偏移と呼ばれます。[ 3 ] : 72赤方偏移は、入射光を既知の分光線と比較することで測定でき、得られた値は放出源までの共動距離と関連付けることができます。[ 4 ]したがって、遠方の光を観測することで、宇宙の年代に関する実験的知識が得られます。[ 3 ] : 89
宇宙の年代記は5つの部分に分けられる：[ 6 ]： 4.1
これらの大きな区分には、多くの出来事や変遷が含まれています。古いモデルでは、異なる用語や重点の置き方を用いて、年代順の区分方法が異なっていました。
現代の宇宙論的年代記[ 7 ] : 71はインフレーションから始まります。インフレーションは、確固たる観測証拠によって裏付けられた最も初期の時代です。それ以前の時代は非標準宇宙論とみなされ、まだ確認されていない多くの研究の対象となっています。[ 8 ]
ビッグバンから約10⁻³²秒後
宇宙のごく初期のこの段階では、宇宙は少なくとも 1 倍に膨張したと考えられている。10 26時間でオーダー10⁻³⁶秒 。現在観測可能なすべての銀河の質量エネルギーは、半径約10⁻³⁶秒の球体から始まった。4 × 10 −29 mから始まり、インフレーションの終わりまでに半径約 0.9 m の球体へと成長した。[ 13 ] : 202この宇宙膨張史の段階はインフレーション[ 15 ] : 3またはインフレーション時代[ 16 ]として知られている。
インフレーション理論は、今日の宇宙が宇宙全体に物質が空間的に均一に分布しているのではなく、銀河や銀河団のような物質の集中地帯が存在する理由を説明する。[ 3 ]： 324宇宙における微小な量子ゆらぎがインフレーションによって増幅され、はるか後に形成された大規模構造の基礎となったと考えられている。[ 17 ]： 2
インフレーションを引き起こしたメカニズムは、多くのモデルが提唱されているものの、依然として不明である。より有力なモデルのいくつかでは、大統一時代を終わらせた強い相互作用と電弱相互作用の分離によって引き起こされたと考えられている。この相転移の理論的な産物の1つは、インフラトン場と呼ばれるスカラー場である。[ 18 ]この場が宇宙全体で最低エネルギー状態に落ち着くと、宇宙の急速な膨張につながる巨大な反発力を生み出した。
急速な膨張により、インフレーション以前の時代から残っていた可能性のある粒子（あるいは位相欠陥などの「望ましくない」人工物）は、宇宙全体に非常に薄く分布するようになった。
インフレーション期がいつ終わったかは正確には分かっていませんが、ビッグバンから10 −33秒から 10 −32秒の間だったと考えられています。宇宙の急速な膨張により、大統一期から残っていた素粒子は宇宙全体に非常に薄く分布し、それらに関連付けられる物理的な温度はなくなりました。[ 15 ]しかし、インフレーション期の終わりに、インフラトン場が他の粒子に崩壊し、再加熱と呼ばれる現象が起こり、インフラトン場の大きなポテンシャルエネルギーが解放されました。この加熱効果により、宇宙は標準模型の粒子の高密度で高温の混合物で再び満たされることになりました。
インフレーションが終わった後も、宇宙は膨張を続けた。当時メロンほどの大きさだった領域は、その後、観測可能な宇宙全体にまで成長した。[ 15 ]
宇宙の年代記に関する物理モデルで、観測と理論の両面で強い支持を得ているのは、ホットビッグバンモデルと呼ばれるものである。[ 7 ] : 71この概念には、初期段階では極端に高温で高密度の状態があり、その後、宇宙の膨張が今日まで続いているという内容が含まれている。従来の物理学を用いたビッグバンモデルの高精度版であるラムダCDMは、幅広い天体物理学的観測と一致する。[ 19 ]この概念はゼロ時間まで遡って外挿されるものではない。[ 20 ]標準宇宙論モデルでは、初期状態はインフレーションと呼ばれる過程によって設定される。最も初期の現象の相対的な時間軸は不明である。インフレーション以前に起こった過程についての推測には、標準宇宙論の枠外で考えられている物理学が含まれる。
バリオンは、陽子や中性子などの3つのクォークから構成される素粒子です。バリオンと反バリオンと呼ばれる粒子は同数で形成されると予想されます。しかし、自然界では反バリオンはほとんど観測されていません。これがどのようにして起こったのかは明らかではありません。この現象を説明するには、宇宙インフレーションの終了後のある時点でバリオン生成に関連するサハロフ条件が満たされたことを考慮する必要があります。現在の素粒子物理学では、これらの条件が満たされる非対称性が示唆されていますが、これらの非対称性は、宇宙で観測されているバリオンと反バリオンの非対称性を説明するには小さすぎるようです。[ 21 ]
宇宙の温度が下がり続けるにつれて159.5 ± 1.5 GeV/ k B で電弱対称性の破れが起こった。[ 22 ]知られている限りでは、これは宇宙形成における最後から2番目の対称性の破れであり、最後のものはクォークセクターにおけるカイラル対称性の破れである。これには2つの関連する効果がある。
電弱対称性の破れの後、既知の基本的な相互作用（重力、電磁力、弱い相互作用、強い相互作用）はすべて現在の形になり、素粒子は予想通りの質量を持つようになった。しかし、宇宙の温度は依然として高すぎたため、宇宙で観測される多くの粒子が安定して形成されることはなく、陽子や中性子は存在せず、したがって原子、原子核、分子も存在しなかった。（より正確には、偶然形成された複合粒子は、極めて高いエネルギーのためにほぼ瞬時に再び崩壊した。）
宇宙インフレーションが終焉した後、宇宙は再加熱の残滓である高温のクォーク・グルーオンプラズマで満たされた。この時点以降、初期宇宙の物理学ははるかに良く理解されており、クォーク時代に関わるエネルギーは素粒子物理学実験やその他の検出器で直接観測可能である。[ 15 ]： 5
クォーク時代はビッグバンから約10⁻¹²秒後に始まった。これは、初期宇宙の進化において、電弱対称性の破れ直後の時期であり、重力、電磁気力、強い相互作用、弱い相互作用といった基本的な相互作用が現在の形をとっていたものの、宇宙の温度がまだ高すぎてクォークが結合してハドロンを形成することができなかった時期である。クォーク時代は宇宙が約10⁻⁵秒後に終わり、 その後、バリオンとダークマターの形成という2つの非平衡事象が起こったに違いない。[ 6 ]： 23
ビッグバンから約1秒後、ニュートリノは分離して宇宙空間を自由に移動し始めます。ニュートリノは物質とほとんど相互作用しないため、これらのニュートリノは今日でも存在しており、ビッグバンから約37万年後の再結合時に放出された宇宙マイクロ波背景放射に類似しています。このイベントからのニュートリノのエネルギーは非常に低く、現在の直接検出で観測可能なニュートリノの約10⁻¹⁰倍です。[ 23 ]高エネルギーニュートリノでさえ検出が非常に困難であるため、この宇宙ニュートリノ背景放射（CνB）は、今後何年も、あるいは全く観測されないかもしれません。[ 23 ]
しかし、ビッグバン宇宙論はCνBについて多くの予測を行っており、ビッグバン元素合成によるヘリウム存在量の予測と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性の両方から、CνBが存在するという非常に強力な間接的証拠がある。これらの予測の1つは、ニュートリノがCMBに微妙な痕跡を残しているということである。CMBには不規則性があることはよく知られている。CMBの変動の一部は、バリオン音響振動の影響により、ほぼ規則的な間隔で発生していた。理論的には、分離したニュートリノは、さまざまなCMB変動の位相に非常にわずかな影響しか与えなかったはずである。[ 23 ]
2015年に、CMBでそのような変化が検出されたと報告された。さらに、その変動はビッグバン理論で予測された温度とほぼ正確に一致するニュートリノに対応していた（1.96 ± 0.02 Kの予測値と比較すると、1.95 K ）、そして標準模型で予測されるニュートリノフレーバーの数と同じ3種類のニュートリノが存在する。 [ 23 ]
この初期の宇宙論モデルは未だ確定していない。素粒子物理学の標準モデルは、大型ハドロン衝突型加速器などの粒子衝突装置で、 10 17 K (10 TeV) 程度の温度までしか検証されていない。さらに、宇宙の温度が約 10 10 K (1 MeV) であったニュートリノ分離の時期より前には、標準モデルではまだカバーされていない新しい物理現象が重要であった可能性がある。[ 24 ]
ハドロンと反ハドロンの大部分は互いに消滅し、レプトン（電子、ミューオン、特定のニュートリノなど）と反レプトンが残り、宇宙の質量の大部分を占める。最初はレプトンと反レプトンはペアで生成される。ビッグバンから約10秒後、宇宙の温度が下がり、新しいレプトンと反レプトンのペアが生成されなくなり、残りのレプトンと反レプトンの大部分はすぐに互いに消滅し、高エネルギー光子のペアを生成し、消滅していないレプトンの小さな残余が残る。[ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]ほとんどのレプトンと反レプトンが消滅した後、宇宙の質量エネルギーの大部分は光子の形で残る。 [ 27 ]
ビッグバンから約3分から20分後、核融合反応によって中性子と陽子の1:7の混合物が、陽子、重水素（陽子と中性子が融合したもの）、³He、⁴He、そして微量の⁷Liと⁷Beの混合物へと変化する。これらの反応は、核融合に必要な0.07MeVを下回る温度になると終了する。最終的な混合物は、反応速度、温度、および成分の密度によって決まる。反応速度は原子核物理学研究所で測定でき、温度と密度は宇宙膨張のモデルから計算できる。[ 30 ]： 313
陽子の約 25% とすべての中性子[ 29 ]が融合して水素同位体である重水素を形成し、その重水素のほぼすべてがすぐに融合してヘリウム 4 を形成します。[ 30 ]ヘリウム 4 は 5 ～ 8 個の核子を持つ原子核よりも結合エネルギーがはるかに高いため、それらの原子核は微量しか生成されません。星で生成されるより重い原子核は、3 つのヘリウム 4 原子核の組み合わせが必要であり、宇宙の膨張によって宇宙が融合温度以下に冷える前に多くの 3 方向衝突が起こるにはヘリウム 4 の密度が低すぎるため現れません。[ 31 ] : 65 少量のトリチウム(別の水素同位体) とベリリウム7 および 8 が生成されますが、これらは不安定ですぐに崩壊します。[ 29 ] 少量の重水素が融合せずに残ります。[ 29 ] [ 31 ] : 70
初期宇宙における各軽元素の量は、古い銀河から推定することができ、ビッグバンの強力な証拠となっている。[ 30 ]： 313例えば、ビッグバンでは陽子7個につき中性子1個程度が生成され、全核子の25%がヘリウム4（核子16個につき陽子2個と中性子2個）に融合するはずであり、これは現在存在する量であり、恒星での生成では説明できないほど多い。[ 29 ] [ 30 ]： 305同様に、重水素は非常に容易に融合する。代替の説明では、重水素が形成される条件が存在したが、その重水素の一部が融合されずに残り、すぐに再びヘリウムに融合しなかった理由も説明しなければならない。[ 29 ]代替の説明では、さまざまな軽元素とその同位体の割合も説明しなければならない。リチウム7などのいくつかの同位体は、理論とは異なる量で存在することが判明した。[ 32 ]
これまで、宇宙の大規模な力学や振る舞いは、主に放射線、つまり光子やニュートリノなど、相対論的に（光速に近い速度で）運動する粒子によって決定されてきました。しかし、宇宙が冷えていくにつれて、約4万7000年後（赤方偏移z = 3600）から、宇宙の大規模な振る舞いは物質によって支配されるようになります。[ 13 ] : 96これは、物質のエネルギー密度が放射線のエネルギー密度と真空のエネルギー密度の両方を超え始めるために起こります[ 33 ] : 497約 47,000 年またはその直後に、非相対論的物質 (原子核) と相対論的放射線 (光子) の密度が等しくなり、形成できる最小の構造 (重力引力と圧力効果の競合による) を決定するジーンズ長が下がり始め、摂動は自由流動放射線によって消滅する代わりに振幅が増大し始めます。
ラムダCDMモデルによれば、この段階では、宇宙の物質は約84.5%が冷たい暗黒物質、15.5%が「通常の」物質で構成されている。暗黒物質が存在し、宇宙を支配しているという圧倒的な証拠があるが、暗黒物質の正確な性質はまだ解明されていないため、ビッグバン理論は現時点ではその形成過程を一切説明していない。
この時点から、そして今後数十億年にわたり、ダークマターの存在は宇宙の構造形成を加速させる。初期宇宙では、ダークマターは重力の影響を受けて巨大なフィラメント状に徐々に集積し、放射圧によって収縮が抑制されないため、通常の（バリオン）物質よりも速く収縮する。これにより、宇宙のインフレーションによって生じた宇宙密度の微細な不均一性（不規則性）が増幅される。時間の経過とともに、わずかに密度の高い領域はさらに密度が高くなり、わずかに密度の低い（空虚な）領域はさらに密度が低くなる。こうしたダークマターの集中が存在するため、通常の物質は最終的に、そうでなければ集積するよりも速く集まるようになる。
暗黒物質は放射圧なしで急速に崩壊できるという性質を持つため、放射によるエネルギー損失もありません。粒子が一定の限界を超えて高密度構造に崩壊するには、エネルギー損失が必要です。そのため、暗黒物質は巨大ながらも拡散したフィラメントやハローへと崩壊し、恒星や惑星にはなりません。一方、放射によってエネルギー損失できる通常の物質は、ガス雲を形成し、その後、崩壊して恒星や惑星といったより高密度の天体へと成長します。
ビッグバンから約37万年後、2つの関連する出来事が起こりました。それは、再結合の終焉と光子の分離です。再結合とは、イオン化された粒子が結合して最初の電気的に中性の原子を形成する過程を指し、分離とは、新しく形成された原子がより安定したエネルギー状態に落ち着く際に放出される（「分離される」）光子を指します。
再結合直前、宇宙のバリオン物質は高温の電離プラズマを形成していました。宇宙に存在する光子のほとんどは電子や陽子と相互作用し、電離粒子と相互作用せずに長距離を移動することはできませんでした。その結果、宇宙は不透明、あるいは「霧がかかった」状態でした。光は存在していましたが、それを目で見ることはできず、望遠鏡でも観測することはできませんでした。
約18,000年前から、宇宙は冷却され、自由電子がヘリウム原子核と結合してHe +を形成できるようになった。約 50,000 年後、宇宙が冷えるにつれて、その挙動は放射線よりも物質によって支配されるようになる。[ 13 ] : 95約 100,000 年後、中性ヘリウム原子が形成された後、ヘリウム水素化物が最初の分子となる。[ 37 ]ずっと後になって、水素とヘリウム水素化物が反応して分子水素 (H 2 ) を形成し、これが最初の星に必要な燃料となる。[ 38 ]約 370,000 年後、中性水素原子の形成が完了 (水素イオンと電子の「再結合」)、[ 39 ] : 120光子のトムソン散乱が 大幅に減少する。[ 19 ] : 22.4.1 [ 40 ] [ 13 ] : 155自由電子によって散乱されなくなった光子は、以前のプラズマから「分離」され、自由に伝播する。これらの光子の大部分は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）として今も存在しています。[ 19 ]：22.4.3これは、今日直接観測可能な宇宙の最も古い時代です。
低エネルギー状態（基底状態）で直接結合するのは効率が悪いため、これらの水素原子は一般的に電子がまだ高エネルギー状態にある状態で形成され、結合すると電子は低エネルギー状態に遷移する際に、1つまたは複数の光子の形でエネルギーを急速に放出します。この光子の放出は光子デカップリングとして知られています。これらのデカップリングされた光子の一部は他の水素原子に捕らえられ、残りは自由なままです。再結合が終わる頃には、宇宙のほとんどの陽子が中性原子を形成しています。荷電粒子から中性粒子へのこの変化は、光子が捕らえられるまでの平均自由行程が事実上無限になることを意味するため、捕らえられなかったデカップリングされた光子は長距離を自由に移動できます（トムソン散乱を参照）。宇宙は、その歴史上初めて可視光、電波、その他の電磁波に対して透明になりました。
新たに形成された水素原子から放出された光子は、当初は温度/エネルギーが約 4000 Kでした。これは、肉眼では淡い黄色/オレンジ色、または「柔らかい」白色として見えたでしょう。[ 41 ]分離後数十億年が経過し、宇宙が膨張するにつれて、光子は可視光から電波（約 2.7 K の温度に対応するマイクロ波放射）へと赤方偏移し ました。赤方偏移とは、宇宙が数十億年かけて膨張するにつれて光子の波長が長くなり周波数が低くなり、徐々に可視光から電波へと変化していく現象です。これらの光子は、今日でも電波として検出できます。これらは宇宙マイクロ波背景放射を形成し、初期宇宙とその発展に関する重要な証拠を提供します。
再結合とほぼ同時期に、電子バリオンプラズマ内の既存の圧力波（バリオン音響振動として知られる）が凝縮する物質の分布に埋め込まれ、大規模な物体の分布に非常にわずかな偏りを生じさせた。したがって、宇宙マイクロ波背景放射は、インフレーション中に発生した微小なゆらぎを含むこの時代の終わりの宇宙の姿であり（9年間のWMAP画像を参照）、宇宙における銀河などの物体の広がりは、宇宙が時間とともに発展してきたスケールと大きさの指標となる。[ 42 ]
再結合や分離が起こる前から、暗黒物質の塊の周りに物質が蓄積し始めていました。[ 6 ]： 4.1水素の雲は非常にゆっくりと収縮して星や銀河を形成しました。
再結合と分離の後、宇宙は透明になり、光が長距離を移動できるほど十分に冷えましたが、星や銀河のような光を発する構造は存在しませんでした。星や銀河は、重力の作用によって高密度のガス領域が形成される際に形成されますが、ほぼ均一な密度のガスの中で、必要な規模でこれが起こるには長い時間がかかります。そのため、星は再結合後、おそらく数億年間は存在しなかったと推定されています。
暗黒時代として知られるこの時期は、ビッグバンから約 37 万年後の光子分離から始まり、再電離と呼ばれる長い期間を経て終わります。[ 44 ] 暗黒時代には、宇宙の温度は約 4000 K から約 60 K (3727 °C から約 -213 °C) まで冷え、光子の発生源は 2 つしかありませんでした。1 つは再結合/分離 (中性水素原子が形成されるとき) で、これは現在でも宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) として検出できます。もう 1 つは中性水素原子から時折放出される光子で、中性水素の21 cm スピン線として知られています。水素スピン線はマイクロ波の周波数範囲にあり、300 万年以内にCMB 光子は可視光から赤外線に赤方偏移しました。それ以降、最初の星が誕生するまで、可視光の光子は存在しませんでした。おそらくいくつかのまれな統計的異常を除いて、宇宙は本当に暗かったのです。
ビッグバンから数億年後、種族III星と呼ばれる最初の世代の星が形成されました。 [ 45 ]これらの星は、再結合後の宇宙で最初の可視光の源でした。構造は1億5000万年頃から現れ始め、初期の銀河は1億8000万年から7億年の間に出現しました。銀河が出現するにつれて、暗黒時代は徐々に終わりを迎えました。このプロセスは徐々に進行したため、宇宙が現在の姿になった約10億年後にようやく暗黒時代が完全に終わりました。
現在、星や銀河の最も古い観測は、再電離開始直後のもので、GN-z11 (ハッブル宇宙望遠鏡、2016 年) のような銀河は z≈11.1 (宇宙時間で約 4 億年) 付近にあります。[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]ハッブルの後継機であるジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、2021 年 12 月に打ち上げられ、ハッブルよりも最大 100 倍暗い天体、そして宇宙の歴史のずっと初期、赤方偏移z≈20 (宇宙時間で約 1億8000 万年) まで遡って検出するように設計されています。[ 50 ] [ 51 ]これは最初の銀河よりも前で、最初の星の時代頃と考えられています。[ 50 ]
また、微弱な21cmスピン線放射を検出するための観測も進行中である 。これは原理的には、初期宇宙を研究するための宇宙マイクロ波背景放射よりもさらに強力なツールとなるからである。
宇宙の物質は、約84.5%が冷たい暗黒物質、15.5%が「通常の」物質で構成されています。物質優勢時代が始まって以来、暗黒物質は重力の影響を受けて、徐々に巨大な広がりを持つ（拡散した）フィラメント状に集積してきました。通常の物質は、こうした暗黒物質の集積が存在するため、本来よりも速く集積します。また、光子が分離した際に物質の分布に埋め込まれた初期のバリオン音響振動（BAO）の影響で、通常の距離ではわずかに密度が高くなっています。暗黒物質とは異なり、通常の物質は多くの経路でエネルギーを失うため、崩壊する際に、本来であれば物質を分離させておくはずのエネルギーを失い、より速く、より高密度に崩壊します。通常の物質は暗黒物質の密度が高い場所に集まり、そこで主に水素ガスの雲へと崩壊します。最初の星や銀河は、これらの雲から形成されます。多数の銀河が形成された場所では、やがて銀河団や超銀河団が出現します。それらの間には星の少ない大きな空洞が形成され、そこは暗黒物質が少なくなった場所を示すことになる。
最初の星、銀河、超大質量ブラックホール、クエーサーの正確な出現時期、そして再電離期と呼ばれる期間の開始と終了時期および進行については、現在も活発に研究が続けられており、新たな発見が定期的に発表されている。2019年現在最も古い銀河（例えばGN-z11）は3億8000万～4億年前のものとされており、これはガス雲の凝縮と恒星の誕生率が驚くほど速かったことを示唆しています。また、ライマンαフォレストや、古代の天体からの光の変化の観測により、再電離の時期とその終焉の時期を絞り込むことができます。
ビッグバンモデルにおける構造形成は、重力崩壊により階層的に進行し、より大きな構造よりも小さな構造が先に形成されます。最初に形成される構造は、最初の恒星（種族III星として知られる）、矮小銀河、クエーサー（ガスの内向きに渦巻く降着円盤に囲まれた超大質量ブラックホールを含む、明るく初期の活動銀河と考えられている）です。この時代以前は、宇宙の進化は線形宇宙論的摂動理論によって理解できました。つまり、すべての構造は、完全な均質宇宙からの小さなずれとして理解できました。これは計算上比較的容易に研究できます。この時点で非線形構造が形成され始め、計算上の問題ははるかに難しくなり、例えば数十億個の粒子を用いたN体シミュレーションが必要になります。ボルショイ宇宙論シミュレーションは、この時代の高精度シミュレーションです。
これらの種族III星は、ビッグバンで形成されたわずかな軽元素（水素、ヘリウム、そして少量のリチウム）を、より重い元素へと変える役割も担っています。巨大なものもあれば、小さなものもあり、非金属元素（水素とヘリウム以外の元素は含まない）です。大型の星は、現在見られるほとんどの主系列星に比べて寿命が非常に短いため、数百万年後には水素燃料を燃焼し尽くし、超新星爆発を起こして、幾世代にもわたって宇宙に重元素を散布します。これらは、恒星時代の始まりを告げるものです。
今のところ、種族IIIの星は発見されていないため、それらの理解は、形成と進化の計算モデルに基づいています。幸いなことに、宇宙マイクロ波背景放射の観測は、星形成が本格的に始まった時期を特定するために使用できます。2016年にプランクマイクロ波宇宙望遠鏡によって行われたそのような観測の分析により、最初の世代の星はビッグバンから約3億年後に形成された可能性があると結論付けられました。[ 52 ]
クエーサーは、初期の構造形成に関する追加的な証拠を提供している。クエーサーの光には、炭素、マグネシウム、鉄、酸素といった元素の存在が示唆されている。これは、クエーサーが形成される頃には、これらの元素を生み出すのに十分な世代数の種族III星を含む、大規模な星形成期が既に起こっていたことを示している。
最初の恒星、矮小銀河、クエーサーが徐々に形成されるにつれて、それらが放出する強烈な放射線は周囲の宇宙の大部分を再電離し、再結合と分離以来初めて、中性水素原子を自由電子と陽子のプラズマへと分裂させる。
再電離はクエーサーの観測から証明されています。クエーサーは活動銀河の一種で、宇宙で観測される最も明るい天体です。中性水素中の電子は、電子エネルギー準位に関連したライマン系列と呼ばれる特定の紫外線光子吸収パターンを持っています。電離水素にはこのような電子エネルギー準位はありません。したがって、電離水素と中性水素を通過する光は異なる吸収線を示します。銀河間物質中の電離水素（特に電子）は、再結合前と同様にトムソン散乱によって光を散乱させることができますが、宇宙の膨張とガスが銀河に集積した結果、再電離の時点で宇宙を完全に不透明にするほどの濃度には達しませんでした。再電離時に存在していた構造から地球に光が到達するまでに膨大な距離（数十億光年）を移動するため、中性水素による吸収は、特定の量ではなく、さまざまな量だけ赤方偏移し、当時の紫外線がいつ吸収されたかを示します。これらの特徴により、過去のさまざまな時期におけるイオン化状態を研究することが可能になる。
再電離は、電離水素の「泡」として始まり、時間の経過とともに大きくなり、中性水素による吸収線がまれになる銀河間媒体全体が電離されるまで続きました。[ 53 ]吸収は、銀河やその他の高密度領域を通過することによるものではなく、宇宙の一般的な状態（銀河間媒体）によるものでした。[ 53 ]再電離は、 z = 16（宇宙時間で2億5000万年）という早い時期に始まった可能性があり、 z = 9または10（5億年）頃にはほぼ完了し、残りの中性水素は、大量の中性水素の存在を示すガン・ピーターソンの谷が消えるz = 5または6（10億年）で完全に電離しました。銀河間媒体は現在まで主に電離されたままですが、例外として、スペクトルにライマンアルファフォレストが現れる一部の残存中性水素雲があります。
これらの観測により、再電離が起こった期間が絞り込まれましたが、再電離を引き起こした光子の発生源はまだ完全には解明されていません。中性水素を電離するには、13.6 eVを超えるエネルギーが必要であり、これは波長 91.2 nm以下の紫外線光子に相当するため、発生源は相当量の紫外線とそれ以上のエネルギーを生成したに違いありません。陽子と電子は、分離状態を維持するために継続的にエネルギーが供給されないと再結合するため、発生源の数と寿命にも制限が生じます。[ 54 ]これらの制約から、クエーサーと第一世代の星や銀河が主なエネルギー源であったと予想されます。[ 55 ]現在、最も有力な候補は、重要度の高いものから低いものへと順に、種族 III 星 (最も初期の星。おそらく 70%)、[ 56 ] [ 57 ]矮小銀河 (非常に初期の小型高エネルギー銀河。おそらく 30%)、[ 58 ]およびクエーサー (活動銀河核の一種) からの寄与であると考えられている。[ 54 ] [ 59 ] [ 60 ]
しかし、この頃には宇宙の膨張が続いているため、物質ははるかに広範囲に拡散していた。中性水素原子は再び電離したが、プラズマははるかに薄く拡散しており、光子が散乱される可能性ははるかに低かった。再電離が起こったにもかかわらず、銀河間物質が非常に希薄であったため、宇宙は再電離の間もほぼ透明なままであった。銀河間物質がほぼ完全に電離するにつれて再電離は徐々に終焉を迎えたが、中性水素の領域もいくつか存在し、ライマンαの森を形成している。
2023年8月、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による初期宇宙のブラックホールと関連物質の画像が報告され、議論された。[ 61 ]
物質は重力の影響で集まり続け、銀河を形成します。この時代の星は種族II星として知られ、この過程の初期に形成され、より新しい種族I星は後に形成されます。重力による引力は、銀河同士を徐々に引き寄せ、銀河群、銀河団、超銀河団を形成します。ハッブル超深宇宙観測では、宇宙時間8億年（130億年前）に、多数の小さな銀河が合体してより大きな銀河を形成していることが確認されています。[ 63 ]（この年齢推定は現在、やや過大評価されていると考えられています）。[ 64 ]
10億年前から約128億年の間、宇宙は今日とほぼ同じ姿であり、今後何十億年も非常に似た姿であり続けるだろう。天の川の薄い円盤は、宇宙が約50億歳、つまり9±2億年前に形成され始めた。[ 65 ]太陽系は約92億年（46億年前）に形成された。[ 19 ] : 22.2.3生命過程と一致する最古の有機物は 40億年前に遡る。[ 66 ]
時間の経過とともに物質が薄くなると、物質が宇宙の膨張を重力的に減速させる能力が低下します。対照的に、ダークエネルギーは宇宙の膨張を加速させる一定の要因です。宇宙の膨張は約50億～60億年前に変曲点を通過し、宇宙は現代の「ダークエネルギー支配時代」に入り、宇宙の膨張は減速ではなく加速しています。現在の宇宙はかなりよく理解されていますが、宇宙時間で約1000億年後（約860億年後）以降、宇宙がどのような道をたどるかについては科学者たちは確信が持てません。[ 67 ]
宇宙の約 98 億年前から、宇宙の大規模な振る舞いは、その歴史の中で3度目に徐々に変化したと考えられています。宇宙の振る舞いは、最初の 47,000 年間は放射線 (光子やニュートリノなどの相対論的構成要素) によって支配されていましたが、宇宙の約 370,000 年以降は物質によって支配されていました。物質が支配的であった時代には、重力が初期の外向きの膨張を抑制したため、宇宙の膨張は減速し始めました。しかし、宇宙の約 98 億年前から、観測によると、宇宙の膨張は徐々に減速を止め、代わりに徐々に再び加速し始めています。
正確な原因は不明ですが、この観測結果は宇宙論研究者の間で正しいと認められています。最も広く受け入れられている理解は、これが「ダークエネルギー」と呼ばれる未知の形態のエネルギーによるものであるというものです。[ 68 ] [ 69 ]この文脈における「ダーク」とは、直接観測できないものの、宇宙に及ぼす重力の影響を調べることでその存在を推測できることを意味します。このダークエネルギーを理解するための研究が進行中です。ダークエネルギーは現在、宇宙の最大の構成要素であると考えられており、物理宇宙の質量エネルギー全体の約68.3%を占めています。
ダークエネルギーは、宇宙定数、つまり宇宙全体に存在するスカラー場のように作用すると考えられています。重力とは異なり、このような場の影響は宇宙の膨張に伴って減少することはありません（あるいは、ごくゆっくりとしか減少しません）。物質と重力は当初はより大きな影響力を持っていますが、宇宙が膨張し続けるにつれてその影響力は急速に減少します。宇宙の膨張に伴って最初は互いに離れていくように見える宇宙の物体は、その後も離れていきますが、その外向きの動きは徐々に減速していきます。この減速効果は、宇宙が広がるにつれて小さくなります。最終的に、ダークエネルギーの外向きの反発力が、重力の内向きの引力よりも優勢になります。宇宙の時間で約98億年後から、宇宙の膨張は減速しておそらく内向きに動き始めるのではなく、徐々に加速しながら外向きに動き始めます。
10⁻⁴³秒まで遡って外挿された宇宙論モデルと、標準模型を含む、あるいはそれを超える素粒子物理学モデルを組み合わせることで、初期宇宙の性質や特性について十分な情報に基づいた推測が可能となる。[ 1 ]： 1
無限の温度に近づくと、スケールファクターがゼロになる、つまり時間がゼロになるということは、現在の物理モデルの範囲外であることが知られている。初期の重力特異点について推測するのは賢明ではない。その条件は理論の範囲外だからである。[ 3 ]： 305
Since the standard model of cosmology predicts expansion of the universe from a very hot time in the distant past, it can be followed back to smaller and smaller scales. However, it cannot be followed back to zero space. Below distance known as a Planck length, the basis for the equations breaks down. The energy of particles in this time is so large that quantum effects take over from classical equations for gravity. The Planck time, 10−43 seconds, is therefore the beginning time for the Big Bang model of cosmology.[3]:274
After the Planck era, the universe could, in principle, be modeled by extensions of the Standard Model of particle physics, for example, those called grand unified theories. Many such theories have been proposed, but none have been successful in producing quantitative agreement with modern astrophysical observations. Nevertheless, the time between 10−43 and 10−36 seconds has been called the grand unification epoch.[70][71]
Before the GUT epoch, the temperature of the universe exceeded 1015 GeV. As the universe expanded and cooled, it may have crossed a cosmological phase transition, which may have resulted in the large ratio of matter to antimatter observed in the present era. This phase transition is a thermodynamic effect similar to condensation of a gas or freezing of a liquid. While the transition in the GUT epoch is speculative, electroweak and quark-hadron transitions which happen later are supported by theoretical models with some successful predictions.[3]:305
Sometime after inflation, the created particles went through thermalization, where mutual interactions lead to thermal equilibrium. Before the electroweak symmetry breaking, at a temperature of around 10 15 K 、ビッグバンから約 10 −15秒後、電磁相互作用と弱い相互作用はまだ分離しておらず、ゲージボソンとフェルミオンはヒッグス機構によってまだ質量を獲得していませんでした。この時代は、おそらく相転移を介した電弱対称性の破れで終わりました。素粒子物理学の標準模型のいくつかの拡張では、この段階でバリオン生成も起こり、物質と反物質の間に不均衡が生じました（ただし、この模型の拡張では、これはもっと早く起こった可能性があります）。これらのプロセスの詳細についてはほとんどわかっていません。
宇宙の長期的な進化については、いくつかの競合するシナリオが存在する。それらのシナリオのうちどれが実際に起こるかは、宇宙定数、陽子崩壊の可能性、真空のエネルギー（つまり、 「空っぽの」空間自体のエネルギー）、標準模型を超える自然法則といった物理定数の正確な値によって決まる。
宇宙の膨張が継続し、現在の形を維持するならば、最終的には最も近い銀河を除くすべての銀河が、宇宙の膨張速度によって地球から遠ざかり、観測可能な宇宙は太陽系の重力によって束縛された局所銀河団であるラニアケア超銀河団に限定されるでしょう。非常に長い時間（宇宙時間で数兆年、数千億年）が経過すると、星の誕生が止まり、最も長寿命の星でさえ徐々に死を迎えるため、恒星時代は終わりを迎えます。その後、宇宙のすべての物体は冷却され、（陽子を除いて）さまざまな過程を経て、徐々に構成粒子に分解し、さらに素粒子、非常に低レベルの光子、その他の基本粒子へと分解されていきます。
宇宙の最終的な運命について、以下のシナリオが提案されている。
このような長期にわたる時間スケールでは、数兆年よりも短い時間スケールではまず見られないような極めて稀な量子現象が発生する可能性もあります。また、これらの現象は、より短い時間スケールでは重要視されないような、宇宙の状態に予測不可能な変化をもたらす可能性もあります。例えば、数百万兆年という時間スケールでは、ブラックホールがほぼ瞬時に蒸発したように見えたり、珍しい量子トンネル効果が頻繁に起こったり、1兆年に一度しか起こらないような極めて稀な量子現象（あるいはその他の現象）が何度も起こったりする可能性があります。
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