Era leptonowa
Era leptonowa to faza w rozwoju Wszechświata, która miała miejsce po erze hadronowej i przed erą promieniowania. Rozpoczęła się, gdy temperatura Wszechświata spadła do 1012 K, a gęstość do 1014 g/cm3, co miało miejsce około 10-4 sekundy po Wielkim Wybuchu. W tym czasie hadrony i antyhadrony uległy niemal całkowitej anihilacji, co zakończyło erę hadronową.
W skład Wszechświata wchodziły wtedy elektrony, miony, taony, ich antycząstki oraz neutrina, które oddziaływały na siebie za pomocą słabych sił jądrowych. Cząstki te pozostawały w stanie równowagi termodynamicznej, ponieważ reakcje między nimi zachodziły szybciej niż ekspansja Wszechświata.
Kluczowe wydarzenia ery leptonowej
- 1 sekunda po Wielkim Wybuchu: Gęstość materii spadła do 1010 g/cm3, a temperatura do 1011 K, co umożliwiło rozpoczęcie procesów nukleosyntezy, prowadzących do powstawania jąder atomowych. Proces ten trwał kilka minut i zadecydował o składzie pierwotnej materii Wszechświata.
- 2 sekundy po Wielkim Wybuchu: Neutrina przestały oddziaływać z innymi formami materii, stając się równomiernie rozłożone w przestrzeni, co jest istotnym potwierdzeniem modelu standardowego. Przewiduje się, że reliktowe tło neutrinowe powinno mieć temperaturę 1,9 K.
Jednak ze względu na niezwykle słabe oddziaływanie neutrin z innymi formami materii, ich obserwacja stanowi poważne wyzwanie techniczne.
Zakończenie ery leptonowej
Era leptonowa kończy się w momencie anihilacji elektronów i pozytonów, podczas gdy miony i taonowe pary anihilują się wcześniej. W końcowej fazie tej ery równowaga termodynamiczna między protonami a neutronami zostaje zaburzona, prowadząc do sytuacji, w której neutrony stanowią 16% nukleonów, a protony 84%. Tym samym rozpoczyna się era promieniowania.
