Era leptonowa

Z Wikipedii

Era leptonowa pojęcie stosowane w kosmologii dla określenie początkowej fazy rowoju Wszechświata. Na podstawie kosmologicznego modelu rozszerzającego się wszechświata przyjmuje się, że era ta rozpoczęła się, gdy temperatura Wszechświata spadła do 10¹² K, a gęstość do 10¹⁴ g/cm³, co miało miejsce w chwili t=10^-4 s hadrony i antyhadrony uległy prawie całkowitej anihilacji, zamieniając się w promieniowanie - oznaczało to koniec epoki hadronowej. Głównymi składnikami materii były (oprócz fotonów) elektrony, pozytony, miony oraz neutrina elektronowe i mionowe, oddziałujące na siebie słabymi siłami jądrowymi. Wszystkie te cząstki znajdowały się w stanie równowagi termodynamicznej, gdyż reakcje pomiędzy nimi zachodziły znacznie szybciej niż następowała ekspansja. Pierwsze ważne wydarzenie ery leptonowej ma miejsce około jednej sekundy po Wielkim Wybuchu, kiedy gęstość materii spada do 10¹⁰ g/cm³, a temperatura do 10¹¹ K, co pozwala na rozpoczęcie procesów nukleosyntezy, czyli powstawania jąder atomowych, które trwały kilka minut, ale decydowały o składzie chemicznym pierwotnej materii Wszechświata. Drugie ważne wydarzenie ery leptonowej nastąpiło około dwie sekundy po Wielkim Wybuchu, kiedy to neutrina przestały oddziaływać z innymi postaciami materii. Neutrina te, podobnie jak promieniowanie tła, powinny być równomiernie rozłożone w przestrzeni, a ich odkrycie byłoby silnym potwierdzeniem modelu standardowego. Reliktowe tło neutrinowe powinno mieć temperaturę 1,9 K. Bardzo dużym problemem technicznym przy obserwacjach neutrin jest jednak ich niezwykle słabe odddziaływanie z innymi postaciami materii. Era leptonowa kończy się procesem anihilacji elektronów i pozytonów (pary mionowe ulegają anihilacji wcześniej). Przy końcu epoki leptonowej równowaga termodynamiczna pomiędzy protonami i neutronami zostaje zachwiana - neutrony stanowią teraz 16% nukleonów a protony 84%. Zaczyna się era promieniowania.

Zobacz też: podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii