Leptonová éra a primordiální nukleogeneze ve velice mladém a horkém vesmíru

Leptonová éra, další epocha vývoje velice mladého vesmíru

Leptonová éra podle standardního modelu následovala po hadronové éře a předcházela éře záření. Oproti hadronové éře je éra leptonová opravdu "extrémně" dlouhá: trvala 100 000× déle, plných 10 sekund… Tedy od času 0,000 1 s po 10 s. Ve vývoji vesmíru se sice jedná o nepatrný časový úsek, avšak o úsek se závažnými důsledky pro pozdější vesmír.

Během leptonové éry klesla hustota látky ve vesmíru z počátečních a nepředstavitelných (avšak oproti počátku hadronové éry i tak nicotných) 10¹⁴ g / cm³ na sice již představitelnějších, ale i tak mimořádně vysokých 10⁴ g / cm³. Jinými slovy - na konci leptonové éry byla hustota látky ve vesmíru 10 000× vyšší než je hustota vody.

Teplota vesmíru v leptonové éře klesla z počátečních 10¹² K na konečných asi 5 × 10⁹ K. Během pouhých 10 sekund klesla teplota vesmíru o celé dva až tři řády. Materie vesmíru byla v leptonové éře tvořena především leptony, lehkými částicemi jako jsou fotony, elektrony a pozitrony a neutrina s antineutriny, jejichž energie poklesla na asi 2 až 0,5 MeV. Látka je tedy tvořena především elektron - pozitronovým plazmatem. Protony a neutrony byly vzácné. Obecně hadrony přeživší z hadronové éry jsou v zanedbatelné menšině. Proto pojmenování této éry leptonová.

Čtěte také: Hadronová éra, jedna z počátečních vývojových fází vesmíru

Během leptonové éry probíhala intenzivní anihilace elektronů a pozitronů. Zůstal jen mírný přebytek elektronů, který byl následně absorbován atomovými jádry coby elektronové obaly atomů. Zbývající neutrina se uvolnila natrvalo a vytvořilo tzv. reliktní neutrinové záření (v čase okolo 0,2 s po velkém třesku). Jinými slovy vesmír pro neutrina zprůhledněl. Reliktní neutrinové záření by dnes mělo mít teplotu asi 1 až 2 K. Dnešními prostředky jej však nedokážeme detekovat.

A v čem byla leptonová éra tolik významná pro další vývoj vesmíru? Během této éry začala vznikat z neutronů a protonů jádra těžkého vodíku a jádra hélia, nejlehčích prvků Mendělejevovy tabulky. V nepatrných množstvích se objevuje ale i lithium (Li), bor (B) a berylium (Be).

Jednalo se o prvotní (primordiální) nukleosyntézu, neboť podmínky ve vesmíru se koncem leptonové éry podobaly podmínkám v jádrech těch nejtěžších a nejaktivnějších hvězd v dnešním vesmíru. Tato primordiální nukleosyntéza ustala až během éry záření v okamžiku, kdy teplota vesmíru klesla pod 10⁹ K. To bylo v čase okolo 3 minut po velkém třesku.

Další související články: