1.16. ESIMESED 300 000 AASTAT

Järgnevalt visandame varajase Universumi evolutsiooni-etappide üldskeemi.

1)Universumi vanus on  ( on nn Planck´i aeg).

Arvatakse, et sel ajal tekkisid nii aeg kui ka ruum. On levinud arvamus, et seda ajastut kirjeldab kvantgravitatsioon (vastav teooria veel puudub), st aeg-ruumi geomeetrilised omadused võivad muutuda hüppeliselt. Millised olid siis füüsikalised seaduspärasused, seda ei teata.

2)Universumi vanus on .

Ka sellest epohhist teatakse väga vähe. Oletatakse, et epohhi alguses valitses üks universaalne vastastikmõju, nn Supergravitatsioon, milles potensiaalselt sisalduvad kõik tänapäeval tuntud fundamentaalsed interaktsioonid (gravitatsiooniline, tugev, nõrk ja elektromagnetiline interaktsioon). Epohhi jooksul eraldub gravitatsiooniline vastastikmõju nn Suurest Ühendusest (Suur Ühendus – ühendab tugevat, nõrka ja elektromagnetilist interaktsiooni). Universumis võis temperatuur olla kõrgem kui . Võib väita, et nii kõrgel temperatuuril puudusid tuumaosakesed (prootonid, neutronid). Põhilised osakesed, mis võisid esineda on neutriinod ja teised leptonid, vabad kvargid, footonid ja võib olla ka mõned seni avastamata osakesed. Arvatakse, et sel epohhil võis esineda Universumi inflatsiooniline paisumine.

3)Universumi vanus on .

Temperatuur on kõrgem kui . Universumis oleva ultrarelativistliku plasma koostis on sarnane sellega, mis oli eelmises epohhis. Selle perioodi alguses tekib aine ja antiaine asümmeetria – kvarke ja leptoneid on ühe miljardiku võrra rohkem kui antikvarke ja antileptoneid. Universumi jahtudes laguneb sellel epohhil Suur Ühendus elektronõrgaks vastastikmõjuks ja tugevaks (värvi) vastastikmõjuks.

4)Universumi vanus on .

Hadronite staadium. Temperatuur on kõrgem kui  ja ainetihedus on suurem aatomituuma tihedusest (). Sel etapil ühinevad kvargid prootoniteks, neutroniteks ja teisteks barüonideks. Tekivad ka vastavad antiosakesed. Etapi lõpus annhileeruvad barüonid ja antibarüonid (osakesed ja antiosakesed). Kuna barüone on veidi rohkem kui antibarüone (üks miljardik osa), siis säilib suhteliselt väike osa barüonidest. Sel perioodil on umbes 300 erinevat liiki osakest.

5)Leptonite staadium: .

Temperatuur on vahemikus . Ainetihedus on vahemikus . Universumit täitvas kiirguse ja osakeste segus domineerivad leptonid (elektronid ja positronid, neutriinod, antineutriinod jms) ja footonid. Neid on umbes  korda rohkem kui barüone. Esimese sekundi lõpus on prootoneid 84% ja neutroneid 16% nukleonide koguarvust. Vahemikus 1-10 s elektronid ja positronid annihileeruvad. Elektronide veidi suurema arvukuse tõttu (elektrone on üks miljardik osa rohkem kui positrone) jääb järele prootonitega võrdne arv elektrone. Sel ajal on neutriinode ja antineutriinode vaba tee keskmine pikkus Universumi väiksema temperatuuri ja tiheduse tõttu sedavõrd suurenenud, et nad ei ole enam teiste osakestega soojustasakaalus, vaid käituvad vabade osakestena. Ka tänapäeval on Universum täidetud sellest perioodist vaba rändu alustanud relikt-neutriinodega. Leptonite staadiumi lõpus hakkavad toimuma esimesed termotuumareaktsioonid – moodustuma raskemate aatomite tuumad (raskemad kui vesiniku tuumad nt He, ülivähe Li ja Be). Need tuumad ei ole stabiilsed, kuna kõrge temperatuuri ja suur tiheduse tõttu nad lagunevad põrgete tagajärjel teiste osakestega.

6)Heeliumi ja deuteeriumi tuumade süntees: .

Universumis domineerivad footonid ja neutriinod. Väga väike osa (üks miljardik) on prootoneid, elektrone ja neutroneid. Kuna neutriinod rändavad vabalt ja ei osale oluliselt soojusliku tasakaalu säilitamisel, siis Universumi temperatuuri all mõistame footonitele vastavat absoluutselt musta keha temperatuuri. Temperatuur on kõrgem kui  ja perioodi lõpus on tihedus langenud umbes kümnekordse veetiheduseni (). Sel etapil moodustuvad vesinikust raskemate aatomite stabiilsed tuumad. Põhiliselt tekivad heeliumi ja deuteeriumi tuumad. Viimaseid jääb peale tuumareaktsioonide lõppu järele suhteliselt vähe (alla 1%-i). Etapi lõpus on kõigist aatomi tuumadest umbes 27% heeliumi tuumad ja 73% vesiniku tuumad (prootonid). Saja sekundi möödudes on Universumi tihedus niivõrd väike ja temperatuur juba nii madal, et edasisi tuumareaktsioone ei saa enam toimuda.

7)Kiirgusdominantne Universum: .

Paisuvas ja jahtuvas Universumis domineerivad energeetiliselt absoluutselt musta keha kiirgusele vastavad footonid, mis on soojustasakaalus põhiliselt elektronidest, prootonitest ja heeliumi tuumadest koosneva kuuma plasmaga. Tavaaine energiatihedus on peaaegu kogu selle perioodi vältel palju väiksem footonite energiatihedusest, mistõttu vastavas Friedman´i mudelis on füüsikaliseks olekuvõrrandiks: , kus on energiatihedus. Kuna Universumi paisudes footonite energiatihedus kahaneb kiiremini kui tavaaine energiatihedus, siis ligikaudu 300 000 aastat peale Universumi sündi (temperatuur oli umbes 4000 K) toimus üleminek kiirgusdominantselt ajastult praegusele, ainedominantsele ajastule, millal Universumi peamine energia on koondunud tuumaosakeste massi. Tähelepanuväärne on see, et üleminek toimus umbes samal ajal, kui Universum muutus kiirgusele läbipaistvaks (temperatuur 3000 K). Ligikaudu , st umbes 200 000 aastat peale Universumi sündi oli temperatuur langenud 3600 K. Peale seda sai võimalikuks stabiilsete elektriliselt neutraalsete aatomite tekkimine, nn vesiniku rekombinatsioon – osakeste vahelised põrked ei rebinud enam elektrone aatomitest välja. Siiani Universumis sisaldunud elektriliselt laetud osakestest koosnev plasma, muutus kiiresti neutraalseks keskkonnaks, kus footonid said vabalt levida. Keskkonna muutumine kiirgusele läbipaistvaks põhjustas termodünaamilise tasakaalu kadumise aine ja footonite vahel. Need footonid moodustavadki reliktkiirguse.

Kokkuvõtteks võib öelda, et esitatud lühikonspektis ei leidnud käsitlemist tänapäeva kosmoloogia mitmed olulised aspektid, nagu näiteks: fluktuatsioonide evolutsioon ja galaktikate teke, Universumi kärgstruktuur, inflatsioonilised mudelid, varjatud mass ja varjatud energia, võimalikud kõrvalekalded standardmudelist jne.

Kosmoloogia sügavamale mõistmisele orienteeritud lugejal, soovitame tutvuda lähemalt raamatutega [3, 7, 9].