Era hadronowa
Z Wikipedii
Era hadronowa pojęcie stosowane w kosmologii dla określenia początkowej fazy rozwoju wszechświata. Na podstawie kosmologicznego modelu rozszerzającego się wszechświata przyjmuje się, że era ta rozpoczęła się w chwili t=10-23 s, gdy rozmiary horyzontu stały się większe od średnicy hadronu i można językiem fizyki cząstek elementarnych próbować opisywać tę epokę ewolucji Wszechświata. Głównymi składnikami materii były znajdujące się w stanie równowagi termodynamicznej, hadrony i antyhadrony, czyli cząstki oddziałujące silnie. W chwili t=10-12 s, gdy gęstość materii spada do 1025 g/cm³, a temperatura do 1015 K (odpowiada to energii równej około 100 GeV) następuje odłączenie się od siebie oddziaływań jądrowych słabych i elektromagnetycznych; od tej pory we Wszechświecie istnieją oddzielnie cztery oddziaływania fundamentalne: grawitacyjne, jądrowe silne, jądrowe słabe i elektromagnetyczne. Kolejne ważne wydarzenie epoki hadronowej ma miejsce w chwili t=10-6 s, gdy gęstość wynosi 1016 g/cm³, a temperatura spada do 1013 K, czyli do wartości, przy której kwarki mogą już łączyć się w protony i neutrony oraz antyprotony i antyneutrony. Era hadronowa kończy się w chwili t=10-4 s, gdy gęstość maleje do 1014 g/cm³, a temperatura do 1012 K. Przy takiej temperaturze hadrony i antyhadrony w wyniku anihilacji ulegają prawie całkowitej zamianie w promieniowanie, którego energia (na skutek ekspansji Wszechświata) nie wystarcza już do zajścia procesów odwrotnych. Zaczyna się era leptonowa.
Zobacz też: podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii
