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ビッグバンの宇宙論モデルでは、レプトン時代は初期宇宙の進化においてレプトンが宇宙の質量を支配していた期間であった。それはビッグバンのおよそ1秒後、ハドロンと反ハドロンの大部分がハドロン時代の終わりに互いに対消滅した後に始まった。[1]レプトン時代、宇宙の温度はまだニュートリノと電子陽電子対を生成するのに十分高かった。ビッグバンのおよそ10秒後、宇宙の温度は電子陽電子対が徐々に対消滅する点まで下がった。[2]宇宙の電荷を中和するために必要な電子の小さな残留物[明確化が必要] が、自由に流れるニュートリノとともに残った。この時代の重要な側面はニュートリノ分離である。[3]ビッグバン元素合成時代が続き、光子時代と重なる。[4] [5]
参照
参考文献
- ^ MJ フロマース;クズネツォワ、I.ラブン、Ｌ．レテシエ、J.ラフェルスキー、J. (2012)。 「クォーク・グルーオン宇宙からニュートリノデカップリングまで: 200 < T < 2MeV」。アクタ フィジカ ポロニカ B . 43 (12): 2261.arXiv : 1211.4297。土井：10.5506/APhysPolB.43.2261。ISSN 0587-4254。S2CID 118448487。
- ^ 「宇宙の熱史と密度変動の初期成長」（PDF）。グィネヴィア・カウフマン。マックス・プランク天体物理学研究所。 2016年1月6日閲覧。
- ^ Birrell, Jeremiah; Yang, Cheng Tao; Rafelski, Johann (2015). 「Relic neutrino freeze-out: Dependence on natural constants」. Nuclear Physics B. 890 : 481–517 . arXiv : 1406.1759 . Bibcode : 2015NuPhB.890..481B. doi : 10.1016/j.nuclphysb.2014.11.020 .
- ^ 「最初の数分間」。エリック・チャイソン。ハーバード・スミソニアン天体物理学センター。 2016年1月6日閲覧。
- ^ 「ビッグバンのタイムライン」。宇宙の物理学。2016年1月6日閲覧。
- オールデイ、ジョナサン (2002)。『クォーク、レプトン、そしてビッグバン』第 2 版。ISBN 978-0-7503-0806-9。