宇宙的演化

                     

贡献者： 叶月2_; boymike17; addis

　　 宇宙演化可以大约分为两个时期，（详见表 1 ¹），从创世之初（$t=0$）到创世后 3 分钟我们可以称为前物质时期。这个时期可以大致分为两个时期：从宇宙诞生后到 $10^{-43}$ 秒，此时宇宙沐浴于 $10^{18} \,\mathrm{GeV} $ 的高温中，四大相互作用被统一在一起。随后到 $10^{-34}$ 秒宇宙在高温中经历暴胀（Inflation），宇宙尺度因子迅速扩大（详见图 1 ²）。在暴胀快结束时超对称破缺，宇宙中的重元素开始产生。

　　 从 $10^{-10}$ 秒到宇宙诞生后 3 分钟，宇宙暴胀结束，宇宙从 $1 \,\mathrm{TeV} $ 迅速逐渐冷却到 $0.1 \,\mathrm{MeV} $。在此期间暴胀所释放的能量把宇宙重新加热，宇宙中的电弱相互作用开始分离，夸克结合成强子，中子冷却下来，宇宙中的核子开始在相互作用下结合并形成，称为原核初合成(BBN)；中微子在创世后 1 秒与其他核子退耦并此后不再与其他物质产生相互作用，一直传播到现在。此时，宇宙开始以辐射为主导，我们也称为辐射主导时期的开始，此外，宇宙中的原初扰动和引力波开始形成。

　　 从创世后 3 分钟到现在，我们可以称为后物质时期。我们也可以把这个时期大致地分为两个时期：从宇宙诞生后 3 分钟到 380.000 年，宇宙一直以辐射为主导（详见图 2 ³）。随着宇宙的膨胀光子和物质从密度对等逐渐分离，且光子、物质和原初引力波进行充分的相互作用称为再融合(recombination)，光子逐渐冷却下来形成宇宙辐射背景(CMB)，期间暗物质开始形成。

　　 从宇宙诞生后 $380.000$ 年到现在，宇宙进入物质主导时期，另一部分光子形成了宇宙辐射背景并随着时间演化到现在，一部分光子和原初引力波相互作用后成为 B-模极化光子; 一部分原初引力波和中微子并不参与到相互作用中，并随着时间演化直到现在。在此期间，各大星系形成于创世后 $10^8$ 年之后，太阳系形成于 $8 \times 10^{9} $ 年。

1. 具体过程的解释

　　 Big bang 理论假设宇宙物质初始是处于极高温的基本粒子海。高能光子与带电粒子散射频繁，以至于原子无法形成⁴，物质密度 $\Omega_m=0$，且宇宙整体都是不透明的。加之处于热平衡，所以黑体辐射定律可适用于该阶段的光子：

其中 $\alpha\equiv\frac{\pi^2k_\mathrm{B}^4}{15\hbar^3c^3}=7.565\times10^{-16} \mathrm{Jm}^{-3} \mathrm{K}^{-4}$。 考虑到此时处于辐射主导阶段，其密度 $\rho_r\propto 1/a^4$，代入式 1 得： 所以宇宙温度随其膨胀而下降。

　　 随着宇宙温度下降，光子能量减小，夸克相变为重子（质子和中子），彼时的粒子海充满了自由电子、质子、中子、光子与中微子。粒子与粒子频繁地发生作用；

　　 温度继续下降，质子和中子结合成原子核，除了中微子，其余粒子依旧碰撞频繁。此时的宇宙虽然依旧是辐射主导的，但物质密度⁵越来越大，最后与辐射密度相等（matter-radiation equality）。设达到密度相等时的时间为 $t_{eq}$，这既是辐射阶段的终点，也是物质阶段的起点。因而对于伴有尺度因子 $a\propto t^{1/2}$ 的辐射阶段，我们有：

紧接着电子与原子核结合（recombination），在这之后，光子不再与电子，原子核作用，宇宙变得透明，这就是所谓的退耦（decoupling）。光子退耦后，传播到地球，被精确测得其温度为： 通过红移因子的测量，我们知道退耦时期的尺度因子 $a\simeq 1/1000$，因此退耦温度约为 $T_1=a_0T_0/{a_1}\simeq 3000\,K$。利用尺度因子在物质阶段中与时间的函数关系，我们可以得到退耦时刻大约为：

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1. ^ 翻译自 Daniel Baumann，TASI Lectures on Inflation, arXiv:0907.5424，1.2 节，Table1
2. ^ 引自 Daniel Baumann，TASI Lectures on Inflation, arXiv:0907.5424，1.2 节，Figure2
3. ^ 引自 Daniel Baumann，Cosmology，Perface，Figure 1
4. ^ 此时光子的能量远大于氢原子的电离能。
5. ^ 在宇宙学里，常简称非相对论粒子为 “物质”。由 “宇宙学的基本方程” 一节可知，辐射阶段是不稳定的，因为辐射密度稀释得比物质密度快，所以会过渡到物质主导阶段