Tempo: 10^(-43) segundos

A Era de Planck e a Era da Inflação

Nesta altura da evolução do Universo, se a teoria das cordas estiver correcta, então não vale a pena falar de conceitos como geometria ou temperatura do Universo.
Algum tempo depois da Era de Planck, os cosmologistas acreditam que houve um período chamado Inflação.

Tempo: 10^(-12) segundos

A radiação preenche o Universo: O Big Bang

É aqui que o Big Bang começa oficialmente. De algum modo no final da Era da Inflação, o Universo foi deixado num pequeno, quente e denso estado quântico. A chamada energia de vácuo dos campos quânticos muda para um caldo de fotões, gluões e outras partículas elementares. Nas equações de Einstein da Teoria da Relatividade Geral, a expansão do Universo, pode ser conduzida por densidade de energia na forma de matéria e radiação. Durante a primeira fase do Big Bang, a parte da radiação da densidade de energia é muito maior do que a parte da matéria, que podemos esquecer que a matéria existe, pelo menos por um bocado.

Tempo: 10^(-11) segundos

Quarks em maior número que os antiquarks

Nesta fase do Big Bang, o minúsculo Universo em expansão é preenchido com radiação que cria pares de partículas e antipartículas, e pares de partículas e antipartículas aniquilam-se criando radiação. Sabemos da observação do presente que as partículas elementares têm uma antipartícula com a carga de sinal contrário e o mesmo spin. (Partículas com carga zero são a sua própria antipartícula). A antipartícula de um quark é chamada um antiquark. No começo do Big Bang, o Universo era tão quente, que esses quarks e antiquarks foram criados a partir da radiação e voltaram a ser aniquilados em radiação a uma elevada taxa. Havia um número igual de quarks e antiquarks em média em qualquer momento. Mas como o Universo expandiu, arrefeceu, e à radiação mais fria era menos possível criar pares de quark-antiquark. Em alguma altura da expansão do Univero a relação quark-antiquark alterou-se radicalmente, havendo então muitos mais quarks. Todos os protões e neutrões em todos os elementos no Universo são constituídos por quarks e não antiquarks. Os quarks são claramente mais numerosos que antiquarks.

Tempo: 10^(-10) segundos

Os bosões da força nuclear fraca adquirem massa

Nesta fase de expansão e arrefecimento do Universo, a energia média das partículas está a baixar para a típica energia da força nuclear fraca, e algo dramático acontece às partículas que transmitem a força nuclear fraca. Em física elementar de partículas, nós aprendemos que os bosões que transmitem a força nuclear fraca (como na fissão nuclear) são muito pesados, e que ganham a sua grande massa por um processo conhecido como quebra de simetria espontânea. Este processo ocorre numa escala de energia definida na energia da força nuclear fraca. Acima dessa escala de energia, os bosões da força nuclear fraca não têm massa, assim como o fotão que transmite a força electromagnética entre electrões e protões e o gluão que transmite a força nuclear forte entre quarks. Abaixo dessa escala de energia, os bosões fracos são grandes e pesados, e assim a força nuclear fraca só age sobre uma escala de distância muito pequena, aproximadamente 10-16 centímetros, aproximadamente um milésimo do tamanho de um núcleo. Por esta razão, os cosmólogos acreditam que quando o Universo era tão quente, a energia média da radiação estava acima da energia da força nuclear fraca, os bosões da força nuclear fraca estavam sem massa e a força nuclear fraca tinha um alcance infinito como a dos fotões e gluões.

Tempo: 10^(-4) segundos

Quarks e gluões estão confinados

O Universo agora expandiu e arrefeceu ao ponto onde algo incrível acontece aos quarks e gluões que viajam depressa pelo Universo. Sofrem uma enorme transformação de fase a nível de todo o Universo. Todos os quarks e gluões no Universo tornam-se mesões, como por exemplo o pião e barião tal como o protão e neutrão. Antes desta era, protões, neutrões e mesões não existiam, há somente uma sopa quente de quarks e gluões no seu lugar.

Tempo: 1 segundo

A relação de protões por neutrões é fixada

Antes desta era do Universo, neutrões e protões estavam rapidamente a transformarem-se uns nos outros, pela emissão e absorção de neutrinos. Agora o Universo expandiu e arrefeceu ao ponto onde esse processo abranda, e no fim do abrandamento, o Universo é deixado com aproximadamente sete protões para cada neutrão. Para produzir um núcleo de hidrogénio, é necessário um protão, e nenhum neutrão. Para produzir um núcleo de hélio, são necessários dois protões e dois neutrões. Portanto, uma consequência directa de um excesso de protões sobre neutrões seriam um excesso de hidrogénio sobre hélio, e isso é o que é observado hoje. Isto dá-nos uma validação observável vital para a descrição teórica do Big Bang, do Universo primordial em expansão.

Tempo: 100 segundos

Os protões e os neutrões formam os núcleos

Neste momento na expansão e arrefecimento do Universo, a temperatura média é suficientemente baixa de modo que neutrões e protões possam ficar juntos e fazem núcleos dos elementos mais leves tal como hidrogénio, hélio e lítio. Os físicos chamam a este processo nucleossíntese primordial, e teve que ocorrer antes das estruturas nós observamos hoje, tal como átomos e moléculas. Os neutrões e protões só se atraem a distâncias muito curtas, menos que 10-13 centímetros. A força nuclear forte que os mantém juntos é confinada e anula-se a distâncias maiores. A nucleossíntese prepara o caminho para a formação de átomos, galáxias e estrelas.

Tempo: 10 000 anos

A matéria domina a radiação

O Universo continua a expandir-se e a arrefecer. Mas ao mesmo tempo que isto acontece cada vez mais matéria é criada pela radiação de elevada energia. E como o Universo expande, a matéria perde menos energia do que a radiação. Eventualmente, a densidade de energia na matéria -- principalmente nos núcleos recentemente formados -- torna-se maior que a densidade de energia em radiação. A matéria domina no Universo e influência a maneira como o Universo se expande a partir daí. No fim deste processo, os fotões interagem muito mais entre si do que com a matéria. Como resultado, a troca de energia entre a matéria e a radiação torna-se menos eficiente. Os fotões atingem um equilíbrio térmico e começam a comportar-se como radiação térmica de corpo negro. Podemos medir esta radiação cósmica de fundo nos dias de hoje.

Tempo: 500 000 anos

Protões e electrões formam o hidrogénio

Neste período existe abundância de protões e outros núcleos leves no universo, e há também abundância de electrões. Mas até agora, o Universo esteve demasiado quente e denso para os electrões serem capturados à distância por um núcleo. Quando a temperatura do Universo arrefece ao ponto onde a velocidade média de um electrão não é suficientemente alta para escapar à captura por um protão, então os átomos começam a formar-se. Visto que os únicos núcleos que existem são hidrogénio, hélio e lítio, os primeiros átomos a existir são portanto hidrogénio, hélio e lítio. Os elementos mais pesados, tal como carbono que é necessário para vida, são criados duma maneira muito mais interessante.

Tempo: mil milhões de anos

O gás de hidrogénio forma as primeiras estrelas

Agora que a radiação arrefeceu e desacoplou-se da matéria, e quase todos os electrões estão ligados aos núcleos de hidrogénio, hélio e átomos de lítio, a força gravítica torna-se importante. Flutuações pequenas na densidade da matéria e o campo gravítico começam a crescer e coalescem. O gás de hidrogénio é puxado pela gravidade, colapsa e aquece por fusão, assim formam-se as primeiras estrelas.

Tempo: 2 mil milhões de anos aos dias de hoje

Quando as estrelas começaram a formar-se e as galáxias tomaram forma, hidrogénio, hélio e lítio eram basicamente os únicos três elementos no Universo. Os elementos mais pesados vêm de dentro de estrelas. As estrelas consumem hidrogénio e criam elementos mais pesados pelo processo de fusão nuclear. Todos os elementos no Universo de hoje que são mais pesados que o lítio vem do interior de estrelas.