宇宙の年表

宇宙の年表は、ビッグバン宇宙論に従って宇宙の歴史と未来を説明します。

2015年に発表された研究では、宇宙の最も初期の段階は138億年前に起こったと推定されており、68%の信頼度で約2100万年の不確実性がある。 ^[1]

この要約の目的のために、宇宙の誕生以来の年代を 5 つの部分に分けると便利です。この年代以前に 時間が存在したかどうかは、一般的には意味がない、または不明であると考えられています。

宇宙時間の最初のピコ秒 （10 ⁻¹²秒）には、現在確立されている物理法則が適用されなかった可能性のあるプランク時代^[2]、既知の4つの基本的な相互作用または力（最初は重力、その後は電磁相互作用、弱い相互作用、強い相互作用）が段階的に出現したこと、そして宇宙インフレーションによる宇宙の加速膨張が含まれます。

この段階の宇宙の小さな波紋は、ずっと後に形成された大規模構造の基礎であると考えられています。宇宙の非常に初期の段階は、それぞれ異なる程度に理解されています。初期の部分は、素粒子物理学の実際の実験では理解できませんが、既知の物理法則を超高温に外挿することで調査できます。

この期間は約 37 万年続きました。最初は、さまざまな種類の亜原子粒子が段階的に形成されます。これらの粒子には、ほぼ同量の物質と反物質が含まれているため、そのほとんどはすぐに消滅し、宇宙にはわずかな物質の余剰が残ります。

約 1 秒で、ニュートリノが分離します。これらのニュートリノは宇宙ニュートリノ背景(CνB)を形成します。原始ブラックホールが存在する場合、それも宇宙時間の約 1 秒で形成されます。陽子と中性子を含む複合亜原子粒子が出現し、約 2 分から元素合成に適した条件が整います。陽子の約 25% とすべての中性子がより重い元素に融合します。最初は重水素ですが、それ自体がすぐに主にヘリウム 4に融合します。

20 分後、宇宙は核融合が起こるほど熱くなくなり、中性原子が存在するには、あるいは光子が遠くまで飛ぶには熱くなりすぎます。つまり、宇宙は不透明な プラズマになります。

再結合期は、電子がヘリウム原子核と結合してHeを形成する約18,000年前に始まります。⁺
約47,000年後、^[3]宇宙が冷えていくにつれて、その挙動は放射線よりも物質に支配され始めます。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になります。ずっと後になって、水素とヘリウム水素化物が反応して、最初の星に必要な燃料である分子水素 (H ₂ ) を形成します。約370,000年後、^{[4] [5] [6] [7]}中性水素原子の形成（「再結合」）が完了し、その結果、宇宙も初めて透明になりました。新しく形成された原子（主に水素とヘリウム、微量のリチウム）は、光子を放出することで（「光子分離」）、すぐに最低エネルギー状態（基底状態）に達します。これらの光子は、今日でも宇宙マイクロ波背景放射（CMB）として検出できます。これは、現在私たちが持っている宇宙の最も古い直接観測です。

この期間は 37 万年から 10 億年ほどに及ぶ。再結合と分離の後、宇宙は透明であったが、水素の雲は非常にゆっくりと崩壊して星や銀河を形成したため、光源はほとんどなく、これらの光源からの放射はすぐに水素原子に吸収された。宇宙に存在する唯一の光子 (電磁放射、つまり「光」) は、分離中に放出されたもの (今日では宇宙マイクロ波背景放射として見える) と、水素原子から時折放出される21 cm の電波放射だけであった。この期間は宇宙の暗黒時代として知られている。^[要出典]

約2億年から5億年の間に、最も初期の世代の星と銀河が形成され（正確な時期はまだ研究中）、宇宙全体ですでに集まり始めていた泡状の暗黒物質 フィラメントに引き寄せられて、初期の大きな構造が徐々に現れます。最も初期の世代の星は、まだ天文学的に観測されていません。それらは非常に巨大（100～300太陽質量）で非金属であり、今日見られるほとんどの星に比べて寿命が非常に短かったため、通常、わずか数百万年後に水素燃料の燃焼を終え、高エネルギーの対不安定性 超新星として爆発します。 ^[9]他の理論では、それらには小さな星も含まれていた可能性があり、そのうちのいくつかは現在も燃えている可能性があります。 いずれにせよ、これらの初期の超新星は、今日私たちの周りで見られる日常的な元素のほとんどを作成し、宇宙にそれらを植え付けました。

銀河団と超銀河団は、時間の経過とともに出現します。ある時点で、最も初期の恒星、矮小銀河、おそらくクエーサーからの高エネルギー光子が、約 2 億 5000 万年から 5 億年の間に徐々に始まり、約 10 億年で終了する再イオン化期間をもたらします(正確な時期はまだ研究中です)。暗黒時代は、約 10 億年でようやく完全に終わりを迎え、宇宙は徐々に、巨大な楕円銀河とは対照的に、より高密度で、より高温で、より激しい星形成と、より小さな (特に棒状でない) 渦巻き銀河と不規則銀河が豊富な、現在私たちの周りで見られる宇宙へと移行しました。

初期の星は観測されていないが、銀河はビッグバンから3億2900万年後から観測されており、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は134億年前の赤方偏移z=13.2でJADES-GS-z13-0を観測した。^{[10] [11]} JWSTはz≈20（宇宙時間1億8000万年）まで観測するように設計された。^[要出典]

赤方偏移から宇宙の年齢を導くには、数値積分法や、特殊なガウス超幾何関数 ₂ F ₁を含むその閉形式の解法を使用することができる。^[8]

${\displaystyle {\text{ageAtRedshift}}(z)=\int _{z}^{\infty }{\frac {1}{(1+z')\cdot {\sqrt {\Omega _{\Lambda }+\Omega _{m}\cdot (1+z')^{3}}}}}\,dz'\cdot {\frac {977.8}{H_{0}}}}$

${\displaystyle ={}_{2}F_{1}\left({\frac {1}{2}},{\frac {1}{2}};{\frac {3}{2}};-{\frac {\Omega _{\Lambda }}{\Omega _{m}\cdot (1+z)^{3}}}\right)\cdot {\frac {2\cdot 977.8}{3\cdot {\sqrt {\Omega _{m}}}\cdot (1+z)^{3/2}\cdot H_{0}}}\,{\text{Gyr}}.}$

ルックバックタイムとは、観測時の年齢を現在の宇宙の年齢から引いたものである。^[要出典]

${\displaystyle {\text{lookBackTime}}(z)={\text{ageAtRedshift}}(0)-{\text{ageAtRedshift}}(z)}$

10億年から約128億年の間、宇宙は現在とほとんど同じように見え、今後何十億年もの間、非常に似たような様相を呈し続けるでしょう。私たちの銀河の薄い円盤は約50億年（88億年前）に形成され始め、^[12]太陽系は約92億年（46億年前）に形成され、地球上で生命の最も古い証拠は約100億年（38億年前）までに出現しました。

時間の経過とともに物質が薄くなると、重力が宇宙の膨張を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（可視宇宙全体にわたる一定のスカラー場であると考えられている）は、宇宙の膨張を加速させる傾向がある一定の要因です。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「ダークエネルギーが支配する時代」に入り、宇宙の膨張は減速ではなく加速しています。現在の宇宙は非常によく理解されていますが、宇宙の時間の約1000億年（将来約860億年）を超えると、宇宙がどのような道をたどるかはわかりません。^{[13] [14]}

いつか星の時代が終わり、星が生まれなくなり、宇宙の膨張により観測可能な宇宙は局所的な銀河に限られるようになる。宇宙の遠い未来と最終的な運命についてはさまざまなシナリオが考えられるが、現在の宇宙に関するより正確な知識があれば、これらをよりよく理解できるかもしれない。

注: 下の表の放射温度は宇宙マイクロ波背景放射を指し、2.725 K ·(1 +  z )で表されます 。ここで、z は赤方偏移です。

宇宙論の標準モデルは、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）計量と呼ばれる時空モデルに基づいています。計量は物体間の距離の尺度を提供し、FLRW計量は、均質性や等方性などの空間の主要な特性が真であると仮定した場合のアインシュタイン場方程式（EFE）の正確な解です。FLRW計量は他の圧倒的な証拠と非常によく一致しており、宇宙がビッグバン以来膨張していることを示しています。

FLRW 計量方程式が宇宙の始まりまでずっと有効であると仮定すると、方程式が宇宙の物体間の距離がすべてゼロまたは無限に小さかったことを示唆する時点まで、時間をさかのぼることができます。(これは必ずしもビッグバンの時点で宇宙が物理的に小さかったことを意味するわけではありませんが、可能性の 1 つです。) これにより、現在のすべての物理的観測と非常によく一致する宇宙モデルが提供されます。宇宙の年代記のこの初期の期間は、「ビッグバン」と呼ばれます。宇宙論の標準モデルは、その瞬間が起こった後、宇宙が物理的にどのように発展したかを説明しようとします。

FLRW メトリックからの特異点は、現在の理論がビッグバンの開始時に実際に何が起こったかを説明するのに不十分であることを意味すると解釈されています。量子重力の正しい理論によってその出来事をより正確に説明できる可能性があると広く信じられていますが、そのような理論はまだ開発されていません。その瞬間以降、FLRW メトリック自体が時間の経過とともに変化し、あらゆる場所のすべての非結合オブジェクト間の距離に影響を与えたため、宇宙全体のすべての距離が (おそらく) ゼロから増加し始めました。このため、ビッグバンは「あらゆる場所で起こった」と言われています。

宇宙の最も初期の時代、エネルギーと条件は非常に極端であったため、現在の知識では可能性しか示唆できず、それが間違いだったことが判明する可能性もあります。一例を挙げると、永久インフレーション理論では、インフレーションは宇宙のほとんどの部分で永遠に続くと提唱されており、「ビッグバンから N 秒」という概念は明確に定義されていません。したがって、最も初期の段階は活発な研究領域であり、科学的知識の向上に応じて変更される可能性のある、まだ推測的なアイデアに基づいています。

^{約 10 −32}秒に特定の「インフレーション期」が強調されていますが、観測と理論の両方から、宇宙の物体間の距離はビッグバンの瞬間から常に増加しており、現在も増加していることが示唆されています (膨張率が大幅に低下した銀河やほとんどのクラスターなどの重力で束縛された物体を除く)。インフレーション期は、規模の非常に急速な変化が発生した特定の期間を示しますが、他の時期に同じままであったことを意味するものではありません。より正確には、インフレーション中に膨張が加速しました。インフレーション後、約 98 億年間、膨張ははるかに遅くなり、時間の経過とともにさらに遅くなりました (ただし、逆転することはありませんでした)。約 40 億年前、膨張はわずかに再び加速し始めました。

^{10 −43}秒より短い時間（プランク時間）

プランク時代は、従来の（非インフレーション）ビッグバン宇宙論における、既知の宇宙の始まりとなった出来事の直後の時代である。この時代、宇宙内の温度と平均エネルギーは非常に高かったため、素粒子は形成されなかった。宇宙を形作る4つの基本的な力、つまり重力、電磁気力、弱い核力、強い核力は、 1つの基本的な力を構成していた。この環境における物理学についてはほとんど理解されていない。従来のビッグバン宇宙論では、この時期より前に重力特異点（時空が崩壊する状態）が起こると予測されているが、この理論は一般相対性理論に依存しており、この理論は量子効果によりこの時代には崩壊すると考えられている。^[17]

インフレーション宇宙論モデルでは、インフレーションの終了（ビッグバンから約 10 ^{−32秒後）までの時間は、従来のビッグバン宇宙論と同じタイムラインには従いません。プランク時代の宇宙と物理学を記述することを目的としたモデルは、一般的に推測的であり、「}新物理学」の範疇に入ります。例としては、ハートル・ホーキング初期状態、弦理論ランドスケープ、弦ガス宇宙論、エキピロティック宇宙などがあります。

ビッグバンから10 ⁻⁴³秒後から10 ^{−36秒後まで[18]}

宇宙が膨張して冷えると、力が互いに分離する転移温度を超えました。これらの宇宙の相転移は、通常の物質の凝縮相転移と凍結 相転移に似たものとして視覚化できます。特定の温度/エネルギーでは、水分子は動作と構造を変え、まったく異なる動作をします。蒸気が水に変わるのと同じように、宇宙の基本的な力と粒子を定義するフィールドも、温度/エネルギーが特定のポイントを下回ると動作と構造が完全に変わります。これは日常生活では明らかではありません。なぜなら、これは現在の宇宙で通常見られるよりもはるかに高い温度でのみ発生するからです。

宇宙の基本的な力のこれらの相転移は、「対称性の破れ」と呼ばれる量子場の現象によって引き起こされると考えられています。

日常的に言えば、宇宙が冷えると、私たちの周りの力や粒子を作り出す量子場が、より低いエネルギーレベルとより高いレベルの安定性で落ち着くことが可能になる。そうすることで、相互作用の仕方が完全に変わる。力と相互作用はこれらの場によって発生するため、宇宙は相転移の上と下で非常に異なる動作をすることができる。たとえば、後の時代には、1 つの相転移の副作用として、質量がまったくなかった多くの粒子が突然質量を獲得し (ヒッグス場と異なる方法で相互作用し始める)、1 つの力が 2 つの別々の力として現れ始める。

自然がいわゆる大統一理論(GUT) によって記述されると仮定すると、大統一の時代は、重力が宇宙の結合ゲージ力から分離したこの種の相転移から始まりました。これにより、重力と電場相互作用という2 つの力が存在するようになりました。このような結合力が存在したという確固たる証拠はまだありませんが、多くの物理学者は存在したと考えています。この電場相互作用の物理は、大統一理論によって記述されます。

大統一時代は、電強相互作用が分離し、強い相互作用と電弱相互作用と呼ばれる 2 つの別々の相互作用として現れ始めた、第 2 の相転移で終わりました。

ビッグバン後10 ⁻³⁶秒（インフレーションの終了）から10 ^{−32秒の間[18]}

時代がどのように定義されるか、また従うモデルに応じて、電弱時代はインフレーション時代の前または後に始まると考えられる場合があります。一部のモデルでは、電弱時代はインフレーション時代を含むと説明されています。他のモデルでは、電弱時代はインフレーション時代の終了後、およそ 10 ⁻³²秒に始まると言われています。

従来のビッグバン宇宙論によれば、電弱時代はビッグバンの10 ^{−36秒後に始まり、宇宙の温度が十分に低くなった (10 28} K) ため、電子核力が強い相互作用と電弱相互作用という 2 つの別々の相互作用として現れ始めました。(電弱相互作用も後に分離し、電磁相互作用と弱い相互作用に分かれます。) 電強対称性が破れた正確な時点は、推測的でまだ不完全な理論的知識のため、確実ではありません。

ビッグバン後約10 ^−32秒前

宇宙が非常に初期の段階にあるこの時点で、宇宙の体積は少なくとも 10 ^{78倍に膨張したと考えられています。これは、あらゆる空間次元で少なくとも 10 26}倍の線形増加に相当し、長さ 1ナノメートル(10 ⁻⁹ m 、 DNA分子の幅の約半分)の物体が、ほんの一瞬で約 10.6 光年 (100 兆キロメートル) の長さに膨張することに相当します。宇宙の膨張史におけるこの段階は、インフレーションとして知られています。

インフレーションを引き起こしたメカニズムは未だに不明であるが、多くのモデルが提唱されている。いくつかの有力なモデルでは、大統一理論の時代を終わらせた強い相互作用と電弱相互作用の分離がきっかけとなったと考えられている。この相転移の理論的産物の1つが、インフレーション場と呼ばれるスカラー場である。この場が宇宙全体で最低エネルギー状態に落ち着くと、巨大な反発力が発生し、宇宙の急速な膨張をもたらした。インフレーションは、他の方法では説明が難しい現在の宇宙のいくつかの観測された特性を説明する。これには、初期の段階では非常に無秩序であったにもかかわらず、今日の宇宙が非常に大規模に極めて均質（空間的に均一）になった理由も含まれる。

インフレーション期がいつ終わったのかは正確にはわかっていないが、ビッグバンから10 ^{−33 秒}から 10 ^{−32秒後だと考えられている。宇宙の急速な膨張により、大統一期から残った}素粒子は宇宙全体に非常に薄く分布するようになった。しかし、インフレーション期の終わりにインフラトン場の巨大な位置エネルギーが解放され、インフラトン場は他の粒子に崩壊した。これを「再加熱」という。この加熱効果により、宇宙は再び高密度で高温のクォーク、反クォーク、グルーオンの混合物で満たされた。他のモデルでは、再加熱は電弱期の始まりを示すものと考えられることが多く、温暖インフレーションなどの一部の理論では再加熱段階を完全に回避している。

ビッグバン理論の非伝統的なバージョン（「インフレーション」モデルとして知られる）では、インフレーションはビッグバン後約 10 ⁻³²秒に相当する温度で終了しましたが、これはインフレーション時代が 10 ^{−32秒未満続いたことを意味するものでは}ありません。観測された宇宙の均質性を説明するには、これらのモデルでの期間は 10 ⁻³²秒より長くなければなりません。したがって、インフレーション宇宙論では、「ビッグバン後」の最も早い意味のある時間はインフレーションの終了時です。

インフレーションが終わった後、宇宙は膨張し続けましたが、その速度は減速しました。約 40 億年前、膨張は徐々に再び加速し始めました。これは、ダーク エネルギーが宇宙の大規模な動作において支配的になったためだと考えられています。宇宙は今日でも膨張し続けています (そして、加速しています)。

2014年3月17日、BICEP2共同研究の天体物理学者は、 Bモードパワースペクトルでインフレーション重力波を検出したと発表し、これはインフレーション理論の明確な実験的証拠であると解釈された。^{[19] [20] [21] [22] [23]}しかし、2014年6月19日には、宇宙インフレーションの発見を確認する信頼性が低下したと報告され^{[22] [24] [25]}、最終的に、2015年2月2日、BICEP2/ケックと欧州宇宙機関のプランクマイクロ波宇宙望遠鏡のデータの共同分析により、「統計的な[データの]重要性は原始的なBモードの検出として解釈するには低すぎる」と結論付けられ、主に天の川銀河の分極した塵に起因する可能性がある。^{[26] [27] [28]}

超対称性が宇宙の特性であるならば、それは電弱スケールである1 TeV以上のエネルギーで破れるはずです。そうなると、粒子とその超対称性のパートナーの質量は等しくなくなります。この非常に高いエネルギーは、既知の粒子の超対称性がこれまで観測されたことがない理由を説明できるかもしれません。

宇宙のインフレーションが終わると、宇宙は再加熱の残骸である高温のクォーク・グルーオン・プラズマで満たされます。この時点から、初期宇宙の物理学ははるかによく理解され、クォーク時代に関与したエネルギーは素粒子物理学の実験やその他の検出器で直接アクセスできるようになりました。

ビッグバンから10 ⁻²²秒後から10 ⁻¹⁵秒後までの間から始まり、ビッグバンから10 ^{−12秒後まで}

インフレーション後のある時点で、生成された粒子は熱化を経、相互の相互作用により熱平衡状態になった。我々が確信している最も初期の段階は、ビッグバンから約 10 ^{−15秒後、温度約 10 15} Kで電弱対称性が破れる前の時点である。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ない。しかし、異常な質量を持つ粒子のような実体であるスファレロンが存在したと考えられている。

この時代は、おそらく相転移によって電弱対称性の破れで終わった。素粒子物理学の標準モデル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を生じた（ただし、このモデルの拡張では、これはより早く起こった可能性がある）。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ない。

各粒子種の数密度は、シュテファン・ボルツマンの法則と同様の解析により、次のようになりました。

${\displaystyle n=2\sigma _{B}T^{3}/ck_{B}\approx 10^{53}m^{-3}}$、

これは、ほぼ です。相互作用が強いため、断面積はほぼ粒子の波長の 2 乗で、ほぼ です。したがって、粒子種あたりの衝突率は、平均自由行程から計算でき、およそ次のようになります。 ${\displaystyle (k_{B}T/\hbar c)^{3}}$${\displaystyle \sigma }$${\displaystyle n^{-2/3}}$

${\displaystyle \sigma \cdot n\cdot c\approx n^{1/3}\cdot c\approx 10^{26}s^{-1}}$。

比較すると、この段階では宇宙定数は無視できるため、ハッブルパラメータは次のようになります。

${\displaystyle H\approx {\sqrt {8\pi G\rho /3}}\approx {\sqrt {{\frac {8\pi G}{3c^{2}}}xnk_{B}T}}\approx ~3\cdot 10^{10}s^{-1}}$、

ここで、x ~ 10 ^{2 は}利用可能な粒子種の数である。^{[注 1]}

したがって、Hは粒子種あたりの衝突率よりも桁違いに低くなります。これは、この段階で熱化に十分な時間があったことを意味します。

この時代では、衝突率は数密度の3乗根に比例し、したがって に比例します。ここで はスケールパラメータです。しかし、ハッブルパラメータは に比例します。時間を遡ってエネルギーを上げ、これらのエネルギーでは新しい物理現象がないと仮定すると、慎重に推定すると、熱化が最初に可能になったのは温度が次のときでした。^[29]${\displaystyle a^{-1}}$${\displaystyle a}$${\displaystyle a^{-2}}$

${\displaystyle T_{thermalization}\approx 2.5\cdot 10^{14}GeV\approx 10^{27}K}$、

ビッグバンから 約10 ^{−22秒後。}

ビッグバンから10 ^−12秒後

宇宙の温度が159.5±1.5  GeVを下回り続けると、電弱対称性の破れが起こった。^[30]我々が知る限り、これは宇宙の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。

1. ヒッグス機構により、ヒッグス場と相互作用するすべての素粒子は、高エネルギーレベルでは質量がなかったが、質量を持つようになる。
2. 副作用として、弱い核力と電磁力、およびそれぞれのボソン( W ボソンと Z ボソン、光子) が現在の宇宙で異なる形で現れ始めます。電弱対称性が破れる前は、これらのボソンはすべて質量のない粒子であり、長距離で相互作用していましたが、この時点で W ボソンと Z ボソンは突然、原子サイズよりも小さい距離でのみ相互作用する質量のある粒子になります。一方、光子は質量がなく、長距離相互作用のままです。

電弱対称性の破れ後、私たちが知っている基本的な相互作用（重力、電磁気、弱い相互作用、強い相互作用）はすべて現在の形を取り、基本粒子は予想された質量を持ちますが、宇宙の温度は、現在宇宙で見られる多くの粒子の安定した形成を可能にするには依然として高すぎるため、陽子や中性子は存在せず、したがって原子、原子核、分子も存在しません。（より正確には、偶然に形成された複合粒子は、極度のエネルギーのためにほぼすぐに再び崩壊します。）

ビッグバンから10 ⁻¹²秒後から10 ^{−5秒後まで}

クォーク時代はビッグバンの約10 ^{−12秒後に始まった。これは電弱対称性の破れ直後の初期宇宙の進化の期間であり、重力、電磁気、強い相互作用、弱い相互作用の基本的な相互作用が現在の形をとったが、宇宙の温度はまだ}クォークが結合してハドロンを形成するには高すぎた。^{[31] [32] [より良い情報源が必要]}

クォーク時代の宇宙は、クォーク、レプトン、それらの反粒子を含む高密度で高温のクォーク・グルーオン・プラズマで満たされていました。粒子間の衝突のエネルギーが強すぎたため、クォークが中間子や重粒子に結合することができませんでした。^[31]

クォークの時代は宇宙が誕生して約10−5秒のとき、粒子相互作用の平均エネルギーが最も軽いハドロンであるパイオンの質量を下回ったときに終わりまし^た。 [ 31 ^]

おそらく10 ⁻¹¹秒^{[引用が必要]}

重粒子は陽子や中性子などの原子核より小さい粒子で、3つのクォークから構成されています。重粒子と反重粒子と呼ばれる粒子は、同数ずつ形成されたと予想されます。しかし、実際にはそうはならなかったようです。私たちが知る限り、宇宙には反重粒子よりもはるかに多くの重粒子が残されました。実際、自然界で反重粒子はほとんど観測されていません。なぜそうな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、宇宙のインフレーション終了後のある時点で、重粒子生成に関連するサハロフ条件が満たされたとみなす必要があります。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、観測されている宇宙の重粒子-反重粒子非対称性を説明するには小さすぎるようです。

ビッグバンから10 ^{−5秒後から1秒後まで}

宇宙を構成するクォーク・グルーオン・プラズマは、陽子や中性子などの重粒子を含むハドロンが形成されるまで冷却されます。当初はハドロン/反ハドロン対が形成されるため、物質と反物質は熱平衡状態にあります。しかし、宇宙の温度が下がり続けると、新しいハドロン/反ハドロン対は生成されなくなり、新たに形成されたハドロンと反ハドロンのほとんどは互いに消滅し、高エネルギー光子対が生成されました。この時代が終わった宇宙時間の約1秒後には、比較的少量のハドロンの残骸が残っていました。

理論によれば、陽子6個につき中性子1個程度が残り、中性子崩壊により時間の経過とともにその比率は1:7に低下すると予測されている。これは、後の段階で中性子と一部の陽子が融合し、水素、重水素と呼ばれる水素同位体、ヘリウム、その他の測定可能な元素が残ったため、正しいと考えられている。ハドロンの比率が1:7であれば、初期宇宙と現在の宇宙で観測された元素比率が実際に生成される。^[33]

ビッグバンから約1秒後

ビッグバンの約1秒後、ニュートリノは分離し、宇宙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います。これは、ビッグバンの約37万年後に再結合中に放出された宇宙マイクロ波背景放射に似ています。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できるニュートリノの約10 ^{−10倍です。 [34]}高エネルギーニュートリノでさえ検出が非常に難しいことで知られているため、この宇宙ニュートリノ背景放射（CνB）は、たとえ観測できたとしても、何年も詳細に直接観測されない可能性があります。^[34]

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な証拠があります。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ものです。CMB には不規則性があることはよく知られています。CMB の変動の一部は、バリオン音響振動の影響により、ほぼ一定の間隔で発生していました。理論的には、分離されたニュートリノは、さまざまな CMB 変動の位相に非常にわずかな影響を与えたはずです。 ^[34]

2015年には、CMBでそのようなシフトが検出されたことが報告されました。さらに、この変動は、ビッグバン理論で予測された温度（ 1.95Kの予測に対して1.96±0.02K ）と、標準モデルで予測された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に対応していました。 ^[34]

ビッグバン後約1秒以内に発生した可能性がある

原始ブラックホールは1966年に提唱された仮説上のブラックホールの一種で、 ^[35]宇宙の最初の1秒間の高密度と不均一な状態により、いわゆる放射線優位時代に形成された可能性がある。ランダムな変動により、一部の領域が重力崩壊を起こすほど高密度になり、ブラックホールが形成される可能性がある。現在の理解と理論では、これらの天体の存在量と質量に厳しい制限が課されている。

 通常、原始ブラックホールの形成には、約(10%)の密度コントラスト (宇宙の密度の地域的変動) が必要です。ここで、は宇宙の平均密度です。^[36]初期宇宙では、再加熱、宇宙相転移、および (いわゆる「ハイブリッドインフレーションモデル」における) アクシオンインフレーションなど、いくつかのメカニズムによって、この基準を満たす高密度領域が生成される可能性があります。原始ブラックホールは恒星の重力崩壊によって形成されたわけではないため、その質量は恒星の質量 (約 2×10 ³³  g)をはるかに下回ります。スティーブン・ホーキングは1971 年に、原始ブラックホールの質量は 10 ⁻⁵ gほどになる可能性があると計算しました 。^{[37]しかし、ブラックホールはどんな大きさでもかまわないので、大きくなる可能性もあり、}銀河の形成に寄与した可能性があります。 ${\displaystyle \delta \rho /\rho \sim 0.1}$${\displaystyle \rho }$

ビッグバンから1秒から10秒の間

ハドロン時代の終わりには、ハドロンと反ハドロンの大部分が消滅し、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ことになります。

レプトン時代は、それ以前のハドロン時代と似た道をたどる。最初はレプトンと反レプトンが対になって生成される。ビッグバンの約10秒後、宇宙の温度は、新しいレプトン-反レプトンの対が生成されなくなるまで低下し、残ったレプトンと反レプトンのほとんどが急速に消滅し、高エネルギー光子の対が生成され、消滅しなかったレプトンの小さな残余が残る。^{[38] [39] [40]}

ビッグバンから10秒後から37万年後まで

レプトン期の終わりにほとんどのレプトンと反レプトンが消滅すると、宇宙の質量エネルギーのほとんどは光子の形で残ります。 ^{[40] （残りの質量エネルギーの多くはニュートリノやその他の}相対論的粒子の形をしています。^[要出典]）したがって、宇宙のエネルギーとその全体的な挙動は光子によって支配されています。これらの光子は、電子、陽子、そして（最終的には）原子核などの荷電粒子と頻繁に相互作用し続けます。それらは、次の約37万年間、それを続けます。

ビッグバン後2分から20分の間^[41]

ビッグバン後約2分から20分の間に、宇宙の温度と圧力によって核融合が起こり、水素以外のいくつかの軽い元素の原子核が生成されました（「ビッグバン元素合成」）。約25％の陽子とすべての^[33]中性子が融合して水素同位体である重水素を形成し、ほとんどの重水素はすぐに融合してヘリウム4を形成します。

原子核は、結合エネルギーに関連する特定の温度を超えると、簡単に解離（分解）します。約2分後、温度が下がると重水素は解離しなくなり、安定します。また、約3分後から、重水素の融合によって形成されたヘリウムやその他の元素も解離しなくなり、安定します。^[42]

核融合の持続時間が短く、温度が下がるということは、最も単純で速い核融合プロセスしか起こらないことを意味する。より重い元素の核合成は難しく、恒星でさえ何千年もかかるため、ヘリウムを超える原子核はごく微量しか生成されない。 ^[33]トリチウム（別の水素同位体）とベリリウム-7および-8も少量生成されるが、これらは不安定ですぐに失われる。^[33]持続時間が非常に短いため、少量の重水素が核融合されずに残る。^[33]

したがって、ビッグバン元素合成の終わりまでに生成された唯一の安定核種は、プロチウム（単一の陽子/水素原子核）、重水素、ヘリウム3、ヘリウム4、リチウム7です。^[43]質量で見ると、結果として生じる物質は約75％の水素原子核、25％のヘリウム原子核、そしておそらく10 ⁻¹⁰質量のリチウム7です。次に生成される最も一般的な安定同位体は、リチウム6、ベリリウム9、ホウ素11、炭素、窒素、酸素（「CNO」）ですが、これらは質量で10 ¹⁵の5〜30倍の存在量が予測されており、本質的に検出できず、無視できるほどです。^{[44] [45]}

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。^[33]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 に融合される（核子 16 個につき陽子 2 個と中性子 2 個）はずであり、これは今日発見されている量であり、他のプロセスで簡単に説明できる量をはるかに上回っている。^[33]同様に、重水素も極めて容易に融合するため、別の説明では、重水素が形成される条件がどのように存在したかだけでなく、その重水素の一部が融合せず、すぐに再びヘリウムに融合しなかった理由も説明する必要がある。^[33]別の説明では、さまざまな軽元素とその同位体の割合も説明する必要がある。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が、時間の経過とともに、これらの違いはより優れた観測によって解決された。^[33]

ビッグバンから47,000年後

現在まで、宇宙の大規模なダイナミクスと挙動は主に放射線、つまり光子やニュートリノなどの相対論的に（光速かそれに近い速度で）移動する構成要素によって決定されてきた。^[46]宇宙が冷却するにつれて、約47,000年後（赤方偏移z  = 3600）から、^[3]宇宙の大規模な挙動は物質によって支配されるようになる。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る。^[47]約47,000年後かその少し後に、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を決定するジーンズ長（重力と圧力の影響の競合により）が減少し始め、摂動は自由に流れる 放射線によって一掃される代わりに、振幅が大きくなり始める可能性がある。

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%が冷たい暗黒物質で、15.5%が「通常の」物質です。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りますが、暗黒物質の正確な性質はまだ解明されていないため、ビッグバン理論では現時点では暗黒物質の形成のどの段階もカバーされていません。

この時点から、今後数十億年にわたって、暗黒物質の存在は宇宙の構造形成を加速します。宇宙の初期段階では、暗黒物質は重力の影響を受けて徐々に巨大なフィラメント状に集まり、通常の（バリオン）物質よりも速く崩壊します。これは、その崩壊が放射圧によって遅くならないためです。これにより、宇宙のインフレーションによって残された宇宙の密度の小さな不均一性（不規則性）が増幅されます。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まり、わずかに希薄な（空っぽの）領域はさらに希薄になります。これらの暗黒物質の集中により、通常の物質は最終的に、そうでない場合よりも速く集まります。

暗黒物質は放射圧なしで急速に崩壊する性質があるため、放射によってもエネルギーを失うことはできません。粒子が一定の点を超えて高密度構造に崩壊するには、エネルギーを失うことが必要です。そのため、暗黒物質は巨大だが拡散したフィラメントやハローに崩壊し、恒星や惑星にはなりません。放射によってエネルギーを失う可能性のある通常の物質は、崩壊すると高密度の物体やガス雲を形成します。

ビッグバンから約 37 万年後、2 つの関連するイベントが発生しました。再結合の終了と光子の分離です。再結合とは、イオン化された粒子が結合して最初の中性原子を形成することであり、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ときに光子が放出される (「分離」される) ことを指します。

再結合の直前、宇宙のバリオン物質は高温のイオン化プラズマを形成する温度でした。宇宙の光子のほとんどは電子や陽子と相互作用し、イオン化粒子と相互作用せずには長距離を移動できませんでした。その結果、宇宙は不透明、つまり「霧」に覆われていました。光はありましたが、見ることはできず、望遠鏡でその光を観察することもできませんでした。

18,000年頃から、宇宙は自由電子がヘリウム原子核と結合してHeを形成できるまで冷却されました。⁺
原子。その後、中性ヘリウム原子核は約10万年で形成され始め、中性水素の形成は約26万年でピークに達します。^[51]このプロセスは再結合として知られています。^[52]この名前は少し不正確であり、歴史的な理由から付けられています。実際には、電子と原子核が初めて結合したのです。

約10万年前、宇宙は最初の分子である水素化ヘリウムが形成されるのに十分冷えていました。 ^[53] 2019年4月、この分子は、この銀河内の惑星状星雲であるNGC 7027の星間空間で観測されたことが初めて発表されました。 ^{[53] （ずっと後になって、原子状水素は水素化ヘリウムと反応して、}星形成に必要な燃料である分子状水素を作成しました。^[53]）

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通常、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移行するときに1つ以上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、光子の分離として知られています。これらの分離された光子の一部は他の水素原子に捕捉され、残りは自由のままになります。再結合の終わりまでに、宇宙のほとんどの陽子は中性原子を形成します。荷電粒子から中性粒子へのこの変化は、捕捉される前に光子が移動できる平均自由行程が実質的に無限大になることを意味するため、捕捉されなかった分離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、その他の電磁放射線に対して透明になりました。

新しく形成された水素原子から放出された光子は、当初、約 4000 K の温度/エネルギーを持っていました。これは、淡い黄色/オレンジがかった、または「柔らかい」白色として目に見えました。^[54]デカップリングから数十億年の間に、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 の温度に相当するマイクロ波放射）に赤方偏移しました。赤方偏移は、数十億年にわたって宇宙が膨張するにつれて光子がより長い波長とより低い周波数を獲得し、徐々に可視光から電波に変化したことを意味します。これらの同じ光子は、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を形成し、初期宇宙とその発達の重要な証拠を提供します。

再結合とほぼ同時期に、電子-重粒子プラズマ内の既存の圧力波（重粒子音響振動として知られる）が、凝縮するにつれて物質の分布に埋め込まれ、大規模物体の分布にわずかな優先性が生じました。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生成された小さな変動を含むこの時代の終わりの宇宙の画像であり（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、時間の経過とともに発展した宇宙の規模と大きさを示しています。^[55]

ビッグバンから約37万年から約10億年後^[56]

再結合と分離の後、宇宙は透明で、光が長距離を移動できるほど冷えていましたが、星や銀河などの光を生成する構造はありませんでした。星や銀河は、重力の作用により高密度のガス領域が形成されるときに形成されますが、これはほぼ均一なガス密度と必要なスケール内で長い時間がかかります。そのため、再結合後、おそらく数億年間は星が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期間は、ビッグバンのおよそ 37 万年後に始まった。暗黒時代、宇宙の温度は約 4000 K から約 60 K (3727 °C から約 -213 °C) に冷却され、光子の発生源は 2 つだけになった。1 つは再結合/分離中に放出される光子 (中性水素原子の形成時) で、これは今日でも宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) として検出できる。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 ラインとして知られている。水素スピン ラインはマイクロ波の周波数範囲にあり、300 万年以内に^{[要出典] CMB 光子は可視光から}赤外線へと赤方偏移した。その時点から最初の星が誕生するまで、可視光光子は存在しなかった。おそらくいくつかのまれな統計的異常を除けば、宇宙は真に暗黒であった。

第一世代の星は、ポピュレーションIII星として知られ、ビッグバン後数億年以内に形成されました。^[57]これらの星は、再結合後の宇宙で最初の可視光源でした。構造は約1億5000万年前から現れ始め、初期の銀河は約1億8000万年から7億年前に現れました。^[要出典]それらが出現するにつれて、暗黒時代は徐々に終わりを告げました。このプロセスは緩やかであったため、暗黒時代は宇宙が現在の姿になった約10億年でようやく完全に終わりました。^[要出典]

現時点では、最も古い星や銀河の観測は再電離の開始直後のものであり、 GN-z11（ハッブル宇宙望遠鏡、2016年）などの銀河はz≈11.1（宇宙時間で約4億年）程度である。^{[58] [59] [60] [61]}ハッブルの後継機であるジェイムズ・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倍暗く、宇宙の歴史のはるか昔の赤方偏移z≈20（宇宙時間で約1億8000万年）までさかのぼる物体を検出するように設計されている。^{[62] [63]}これは最初の銀河よりも古く、最初の星の時代頃であると考えられている。^[62]

21cmの微弱なスピン線放射を検出するための 観測的取り組みも進行中です。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だからです。

ビッグバンから約1億5千万年から10億年後

宇宙の物質は、約 84.5% が冷たい暗黒物質で、15.5% が「通常の」物質です。物質が支配的な時代が始まって以来、暗黒物質は重力の影響を受けて、徐々に巨大な拡散した (拡散した) フィラメントに集まってきました。暗黒物質が集中しているため、通常の物質は最終的に通常よりも速く集まります。また、光子が分離したときに物質の分布に組み込まれた初期の重粒子音響振動(BAO) により、通常の距離ではわずかに密度が高くなります。暗黒物質とは異なり、通常の物質はさまざまな経路でエネルギーを失う可能性があります。つまり、崩壊すると、通常は分離していたエネルギーを失い、より速く、より密度の高い形に崩壊する可能性があります。通常の物質は暗黒物質の密度が高い場所に集まり、その場所では主に水素ガスの雲に崩壊します。最初の星と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、最終的に銀河団と超銀河団が発生します。それらの間には、星がほとんど存在しない大きな空隙が形成され、暗黒物質があまり一般的ではなくなった場所が示されます。

最初の恒星、銀河、超大質量ブラックホール、クエーサーの正確な形成時期、および再電離として知られる期間の開始と終了の時期と進行については、現在も活発に研究されており、定期的に新たな発見が発表されています。2019年現在、最も古い確認された銀河（ GN-z11^[update]など）は約3億8000万～4億年前にさかのぼり、驚くほど速いガス雲の凝縮と恒星の誕生率を示唆しています。また、ライマンアルファフォレストや古代の物体からの光の他の変化の観測により、再電離の時期とその最終的な終了を絞り込むことができます。しかし、これらはすべて、まだ活発に研究されている分野です。

ビッグバンモデルにおける構造形成は、重力の崩壊により階層的に進行し、より大きな構造の前に小さな構造が形成される。最も早く形成される構造は、最初の恒星（種族IIIの恒星として知られる）、矮小銀河、クエーサー（内側に螺旋を描くガスの降着円盤に囲まれた超大質量ブラックホールを含む、明るい初期の活動銀河であると考えられている）である。この時代以前は、宇宙の進化は線形宇宙摂動論によって理解できた。つまり、すべての構造は、完全に均質な宇宙からの小さな偏差として理解できた。これは計算上、比較的簡単に研究できる。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困難になり、たとえば数十億の粒子を含むN体シミュレーションが必要になる。ボリショイ宇宙論シミュレーションは、この時代における高精度のシミュレーションである。

これらの種族 III の星は、ビッグバンで形成された少数の軽元素 (水素、ヘリウム、少量のリチウム) を多くのより重い元素に変える役割も担っています。これらは巨大であることもあれば、おそらくは小さいこともあり、非金属 (水素とヘリウム以外の元素がない) であることもあります。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、通常、わずか数百万年後に水素燃料の燃焼を終えて超新星として爆発し、世代を重ねるごとにより重い元素を宇宙に撒き散らします。これらは星多産期の始まりを示します。

今のところ、種族IIIの星は発見されていないため、そ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まで遡ることができます。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では、第一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いう結論が出ました。^[64]

2010年10月に発見されたUDFy-38135539は、その後の再イオン化期に存在していた最初の観測銀河であり、この時代を知る手がかりを与えてくれる。その後、ライデン大学のリチャード・J・ボウエンス氏とカリフォルニア大学天文台/リック天文台のガース・D・イリングワース氏は、 UDFj-39546284という銀河がさらに古く、ビッグバンから約4億8000万年後、つまり132億年前の暗黒時代の半ば頃のものであると発見した。 2012年12月、再電離以前の最初の候補銀河が発見され、UDFy-38135539、EGSY8p7、GN-z11銀河がビッグバンから約3億8000万～5億5000万年後、つまり134億年前、約320億光年（98億パーセク）の距離にあることが判明した。^{[65] [66]}

クエーサーは、初期の構造形成に関するさらなる証拠を提供します。クエーサーの光は、炭素、マグネシウム、鉄、酸素などの元素の証拠を示しています。これは、クエーサーが形成されるまでに、これらの元素を生み出すのに十分な世代の種族 III の星を含む、大規模な星形成段階がすでに起こっていたという証拠です。

最初の恒星、矮小銀河、クエーサーが徐々に形成されると、それらが放出する強力な放射線が周囲の宇宙の大部分を再イオン化し、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に戻します。

再イオン化はクエーサーの観測から証明されている。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ある。中性水素の電子は、電子エネルギーレベルに関連して、ライマン系列と呼ばれる紫外線光子を吸収する特定のパターンを持っている。イオン化水素には、この種の電子エネルギーレベルはない。そのため、イオン化水素と中性水素を通過する光は、異なる吸収線を示す。銀河間媒体中のイオン化水素（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るが、宇宙の膨張と銀河へのガスの凝集により、再イオン化の時点では、濃度が低くなりすぎて宇宙が完全に不透明になることはなくなった。再イオン化中に存在していた構造から地球に到達するまでに光が移動する距離が非常に長いため（数十億光年）、中性水素による吸収は、特定の量ではなく、さまざまな量で赤方偏移し、当時の紫外線の吸収がいつ起こったかを示します。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の状態を研究することが可能になります。

再イオン化は、イオン化した水素の「泡」として始まり、時間の経過とともに大きくなり、銀河間物質全体がイオン化すると、中性水素による吸収線は少なくなります。^[67]この吸収は、宇宙の一般的な状態 (銀河間物質) によるものであり、銀河やその他の高密度領域を通過したためではありません。^{[67]再イオン化は、} z = 16 (宇宙時間で 2 億 5000 万年)には早くも始まり、 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z = 5 または 6 (10 億年) に完全にイオン化され、大量の中性水素の存在を示すガン ピーターソン トラフは消えます。銀河間物質は、現在に至るまで主にイオン化されたままですが、例外として、残っている中性水素の雲があり、これがスペクトルに ライマン アルファ フォレストとして現れます。

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特定されていない。中性水素を電離させるには、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、発生源が相当量の紫外線以上のエネルギーを生成したに違いないことを意味する。陽子と電子は、それらを引き離すためのエネルギーが継続的に供給されなければ再結合するため、発生源の数と寿命にも制限が課せられる。^[68]これらの制約から、クエーサーと第一世代の恒星と銀河が主なエネルギー源であったと予想される。^[69]現在、最も重要なものから最も重要でないものの順に、第3世代の星（最も初期の星）（おそらく70%）、^{[70] [71]}矮小銀河（非常に初期の小さな高エネルギー銀河）（おそらく30%）、^{[72]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ます。^{[68] [73] [74]}

しかし、この時までに、物質は宇宙の継続的な膨張により、はるかに拡散していました。中性水素原子は再びイオン化されましたが、プラズマははるかに薄く拡散しており、光子が散乱する可能性ははるかに低くなりました。再イオン化されたにもかかわらず、銀河間物質がまばらだったため、宇宙は再イオン化の間もほぼ透明なままでした。銀河間物質がほぼ完全にイオン化されたため、再イオン化は徐々に終了しましたが、中性水素の領域がいくつか存在し、ライマンアルファフォレストを形成しています。

2023年8月、ジェイムズ・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、議論されました。^[75]

物質は重力の影響を受けて集まり続け、銀河を形成します。この時期の星は種族 II 星として知られ、このプロセスの初期に形成され、より新しい種族 I 星は後から形成されます。重力はまた、銀河を徐々に互いに引き寄せ、グループ、クラスター、超銀河団を形成します。ハッブル ウルトラ ディープ フィールド観測では、宇宙時間で 8 億年 (130 億年前) に、いくつかの小さな銀河が合体して大きな銀河を形成しているのが確認されています。^[77] (この年齢推定は現在では若干誇張されていると考えられています)。^[78]

カリフォルニア工科大学パサデナ校のリチャード・エリスと彼のチームは、マウナケア山頂の10メートルケックII望遠鏡を使用して、約132億光年離れた、宇宙がわずか5億年前に形成された6つの星形成銀河を発見しました。 ^[79]これらの非常に初期の天体のうち、現在知られているのは10個ほどだけです。^[80]最近の観測では、これらの年齢が以前に示されていたよりも短いことが示されています。2016年10月時点で観測された最も遠い銀河であるGN-z11は、320億光年離れていると報告されており、^{[65] [81]}この膨大な距離は、時空の膨張によって可能になりました（z  = 11.1、^[65]共動距離320億光年、^[81]遡及時間134億年^[81]）。 ^[update]

宇宙は数十億年の間、現在とほとんど同じ姿をしている。そして、今後さらに数十億年にわたって、同じような姿を保ち続けるだろう。天の川銀河の円盤は88±17億年前に形成されたと推定されているが、太陽の年齢45億6700万年だけが正確にわかっている。^[82]

ビッグバンから約98億年後

宇宙時間で約98億年から、^[13]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、宇宙時間で約370,000年からは物質によって支配されるようになりました。物質が優勢な時代には、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、宇宙時間で約98億年から、観測により、宇宙の膨張はゆっくりと減速をやめ、代わりに徐々に再び加速し始めていることが示されています。

正確な原因は不明だが、この観察結果は宇宙論者の間では正しいと認められている。これまでのところ、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」と名付けられた未知の形態のエネルギーによるものだというものである。^{[83] [84]}ここでの「ダーク」とは、直接観察されないが、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する。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ある。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、物理的宇宙の質量エネルギー全体の約68.3%を占めている。

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働くと考えられています。重力とは異なり、このような場の効果は、宇宙が拡大しても減少しません (または、徐々に減少するだけです)。物質と重力は、最初はより大きな影響を及ぼしますが、宇宙が拡大し続けると、その影響は急速に減少します。宇宙の膨張に伴って最初は離れていくように見える宇宙の物体は、離れ続けますが、外向きの動きは徐々に遅くなります。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効果が、重力の内向きの引力よりも優位になり始めます。減速して、おそらく重力の影響を受けて内向きに移動し始める代わりに、宇宙時間の約 98 億年から、空間の膨張は、徐々に増加する速度でゆっくりと外向きに加速し始めます。

宇宙の長期的進化については、いくつかの競合するシナリオがあります。そのうちのどれが起こるかは、宇宙定数、陽子崩壊の可能性、真空のエネルギー（つまり、「空の」空間自体のエネルギー）、標準モデルを超えた自然法則などの物理定数の正確な値に依存します。

宇宙の膨張が継続し、現在の形を維持すると、最終的には最も近い銀河を除くすべての銀河が、観測可能な宇宙が重力で束縛された私たちの近くの銀河団に限定されるほどの速度で空間の膨張によって私たちから運び去られるでしょう。非常に長期的には（宇宙時間で何兆年、何千億年も後）、星の時代は終わり、星は生まれなくなり、最も長寿命の星でさえ徐々に死にます。これを過ぎると、宇宙のすべての物体は冷え、（おそらく陽子を除いて）徐々に構成粒子に戻り、次にさまざまなプロセスによって亜原子粒子と非常に低レベルの光子およびその他の基本粒子に分解されます。

究極的には、極限の未来において、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ます。

このような極端な時間スケールでは、数兆年よりも短い時間スケールでは極めてまれにしか見られない量子現象も発生する可能性があります。また、これらの現象は、より短い時間スケールではそれほど重要ではない、予測できない宇宙の状態の変化につながる可能性があります。たとえば、数百万兆年の時間スケールでは、ブラックホールはほぼ瞬時に蒸発するように見え、珍しい量子トンネル現象が一般的になり、1兆年に1度しか発生しないほど起こりそうにない量子現象（またはその他の現象）が何度も発生する可能性があります。^[要出典]

• Carroll, Sean M. (2011年1月14日). 宇宙論と時間の矢: TEDxCaltechのショーン・キャロル (ビデオ). ニューヨーク、ブリティッシュコロンビア州バンクーバー: TED Conferences LLC . 2019年12月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年1月20日閲覧。
• Chaisson, Eric J. (2013). 「宇宙の進化：ビッグバンから人類まで」。マサチューセッツ州ケンブリッジ：ハーバード・スミソニアン天体物理学センター。2019年8月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年1月19日閲覧。
• 「宇宙の歴史タイムライン」。深宇宙の謎。アーリントン、バージニア州：PBSオンライン。2000年。2019年7月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2005年3月24日閲覧。
• 「HubbleSite」。メリーランド州ボルチモア：宇宙望遠鏡科学研究所の広報室。2020年1月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。2005年3月24日閲覧。
• クラウス、ローレンス M. (スピーカー); コーンウェル、R. エリザベス (プロデューサー) (2009 年 10 月 21 日)。ローレンス クラウス著『A Universe From Nothing』、AAI 2009 (ビデオ)。ワシントン DC:リチャード ドーキンス理性と科学財団。2019 年 12 月 21 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年2 月 3 日閲覧。
• トム・ルーカス（監督、脚本）；ジョナサン・グルッパー（監督、脚本）（2007年5月18日）。『Exploring Time』（テレビドキュメンタリーミニシリーズ）。メリーランド州シルバースプリング：ツインシティーズ公共テレビ、レッドヒルスタジオ、NHKサイエンスチャンネル。2020年1月19日閲覧。
• 「Once Upon a Universe」. スウィンドン、英国：科学技術施設評議会。2013年3月26日。2019年5月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年1月20日閲覧。
• オーバーバイ、デニス（2006年3月17日）。「天文学者、暴力的な赤ちゃん宇宙の最も初期の兆候を発見」。ニューヨークタイムズ。ニューヨーク。ISSN 0362-4331  。2020年1月19日閲覧。
• Plait, Phil (2016年1月14日). Deep Time: Crash Course Astronomy #45 (ビデオ). PBS Digital Studios . 2016年1月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年10月2日閲覧。
• 「プレスパス - フォトギャラリー - グラフィックスとイラスト」。フェルミ国立加速器研究所。イリノイ州バタビア。2004年1月1日。2005年12月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年1月19日閲覧。(参照: 「ビッグバンから現在までのエネルギータイムライン」(1984 年) および「宇宙の歴史ポスター」(1989 年)。)
• シュルマン、エリック(1997)。「200 語以内で語る宇宙の歴史」。2005 年 11 月 24 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2005年3 月 24 日閲覧。
• 「宇宙の冒険」カリフォルニア州バークレー：ローレンス・バークレー国立研究所。2007年。2019年6月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年1月21日閲覧。
• ライト、エドワード L. (2013 年 5 月 24 日)。「宇宙論に関するよくある質問」。ロサンゼルス:カリフォルニア大学ロサンゼルス校、天文学および天体物理学部門。2019 年 12 月 10 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年1 月 19 日閲覧。