系列文章合集从宇宙大爆炸开始

今天，距离大爆炸已经过去亿年了。我们的可观测宇宙向各个方向延伸亿光年，由以下部分组成：

68%暗能量，

27%暗物质，

4.9%正常（基于原子）的物质，

0.09%中微子，

和0.01%辐射，

没有其他组件的暗示，如空间曲率、宇宙弦、域墙或任何其他我们可以想象的奇怪的东西。

然而，如果我们把时钟倒流，我们会发现暗能量并不总是占主导地位。曾经有一段时间物质占主导地位，在此之前，辐射占主导地位。曾经有一段时间，没有恒星，没有中性原子，没有原子核，没有质子和中子，甚至没有大质量粒子。

但是，我们如何确切地知道这些事件和时代何时发生呢？这就是马歇尔·伦道夫想知道的，他问道：

“当我读到宇宙的时代时，它们被标记为特定的时间。例如，强子纪元从10^-6秒开始。给出的时代时间表几乎就像我应该知道它们一样。它们很容易被物理学家计算出来吗？你能用我能理解的方式描述这些方法吗？

我非常认为是这样。让我们讲述一下我们是如何形成的宇宙故事，以及我们如何确切地知道这些事件发生的时间。

过去不同时期宇宙中不同能量成分的相对重要性。请注意，当暗能量在未来达到接近%的数字时，宇宙的能量密度（以及因此的膨胀率）将在时间上保持恒定。由于暗能量，遥远的星系已经在加速它们与我们明显的衰退速度。在这张图的刻度之外，左边是暴胀时代结束和热大爆炸开始的时候。

（图片来源：E.Siegel）

一开始——至少，就我们所能追溯的事情而言——宇宙正在膨胀。这意味着它正在无情地扩张，每秒钟的几分之一秒，各个方向的规模都会翻一番（大约10-35秒）过去了。在仅仅几百次翻倍之后，普朗克尺度上发生的微小量子涨落，这是我们在已知物理定律崩溃之前可以描述的最小尺度，被拉伸到比可观测宇宙更大的尺度。由于这种快速膨胀，宇宙迅速清空;里面唯一的东西是空的空间，在任何一个量子场中被束缚的大量能量引起暴胀，再加上各种尺度上发生的拉伸量子涨落产生的少量“波动能量”。

然后暴胀结束，场能被转换成我们所知道的所有量子。所有类型的粒子和反粒子，包括光子，都是在非常高的能量和非常大的密度下自发产生的。它们几乎均匀分布，平均“过度密集”区域和平均“密度不足”区域仅偏离平均密度~30，左右的一份。从这一点开始，宇宙总是膨胀、冷却和引力，我们宇宙进化史上的各种事件都在发生。

物质（上图）、辐射（中图）和暗能量（下图）在膨胀的宇宙中都随着时间的推移而演变。随着宇宙的膨胀，物质密度会变薄，但辐射也会变得更冷，因为它的波长被拉伸到更长、能量更低的状态。另一方面，如果暗能量的行为像目前认为的那样：作为空间本身固有的一种能量形式，那么它的密度将真正保持不变。

(学分：E.Siegel/BeyondTheGalaxy）

一开始，这些量子都以惊人的速度相互碰撞：每秒数十亿次。它们都是无质量的，所以它们都以光速运动，拥有非常大量的能量。但随着宇宙的膨胀，它也在冷却：请记住，所有粒子，无论是有质量的还是无质量的，也可以用波来描述，任何波的波长决定了它的能量。随着宇宙的膨胀，所有波的波长都被拉伸，这意味着它们失去能量，宇宙的温度下降。

在某些时候：

宇宙冷却到足以使寿命最短、最不稳定的粒子和反粒子开始衰变，

希格斯和电弱对称性断裂，产生静止质量，分离弱力和电磁力，

夸克、反夸克和胶子，以前是自由粒子，被分组为质子、中子和其他称为强子的束缚态，

反物质湮灭了大部分物质，产生了一个巨大的辐射浴和一小部分多余的物质，

核聚变可以在没有复合原子核立即被炸开的情况下发生，

物质超过辐射成为宇宙的主要组成部分，

中性原子可以稳定地形成，从而产生一个现在对可见光透明的宇宙，

第一批恒星形成，为恒星和星系时代铺平了道路，

然后暗能量超越物质成为宇宙的主要组成部分，确保我们的宇宙命运远离所有不受束缚的星系和星系群/星系团。

这是对宇宙历史的一个非常粗略的轮廓。

这位艺术家的概念显示了可观测宇宙的对数视图。太阳系让位于银河系，银河系让位于附近的星系，然后让位于郊区的大爆炸的大尺度结构和炽热致密的等离子体。我们可以观察到的每个视线都包含所有这些时代，但是在我们绘制出整个宇宙之前，对最遥远的观测物体的探索不会完成。随着新年的每一天过去，另外数万个星系都可能变得可见。

(学分：巴勃罗·卡洛斯·布达西）

现在要问一个大问题：我们如何确定所有这些事情何时发生？

我们通常这样做的方式很简单——至少在概念上是这样——即使数学本身有点困难。我们首先要认识到以下三件事：

宇宙目前有一个大爆炸遗留下来的背景辐射“浴”，今天的平均温度为2.K。

宇宙目前有一个特定的“大小”或“尺度”，我们认为它的半径非常接近亿光年，但我们可以称之为“今天的大小”。

而且，由于宇宙在不断膨胀和冷却，它在过去更小，更热，更密集，我们可以在任何时间点确定“它有多热？”，只要认识到如果你把今天的温度除以“当时的宇宙规模”与“今天的宇宙规模”的比率，“你会在你想要的任何时代恢复宇宙的温度。

因此，如果您知道：

这种特定事件或转变发生的温度/能量是多少，

或者相对于今天的尺度，这种特定事件或转变发生的尺度是多少，

你可以用数学来准确地计算出，就我们的宇宙历史而言，这些事件和时代是什么时候发生的。

我们的宇宙，从炙热的大爆炸到今天，经历了大量的增长和进化，并将继续这样做。这里展示了许多不同的时代，但弄清楚它们究竟何时发生并从一个时代过渡到另一个时代是现代科学可以完成的任务。

(图片来源：NASA/CXC/M.Weiss）

弄清楚某些事件发生的温度/能量或相对尺度相对简单。对于在粒子/高能物理背景下发生的事件，我们只需要查看我们的实验数据，找出它们在什么能量/温度下发生。对于在整个宇宙历史中发生的事件，可以使用两种简单的方法之一来测量或计算这些事件。

对于可以通过观察确定的事件，我们可以通过将观察到的由原子或分子跃迁产生的发射/吸收线与实验室内同一分子或原子产生的相同线进行比较来测量它们发生/存在的红移。观测到的静止帧波长之比等于“当时的宇宙尺度”与“今天的宇宙尺度”之比，这个比率减去数字1，就是红移的定义。

对于可能发生在宇宙过去某个时刻的事件，我们可以计算出“当时宇宙的规模是多少？”只需对控制宇宙如何随时间膨胀的方程进行数值积分：第一个弗里德曼方程。

年，伊桑·西格尔（EthanSiegel）在美国天文学会超级墙上的照片，右边是第一个弗里德曼方程。第一个弗里德曼方程详细介绍了左侧哈勃膨胀率的平方，它控制着时空的演化。右侧包括所有不同形式的物质和能量，以及空间曲率（最后一项），它决定了宇宙在未来如何演变。这被称为所有宇宙学中最重要的方程，弗里德曼在年以现代形式推导出来。

（圖片來源：HarleyThronson（照片）和PerimeterInstitute（構圖））

如果你能弄清楚当一个特定的转变发生时宇宙的比例因子是多少，那么你可以做一点数学计算来确定“宇宙在宇宙历史上的哪个时间是这个特定的大小/尺度？同样，这需要一些数值积分，但你可以使用一个捷径，在我们宇宙历史的最初几十亿年里效果很好：假设宇宙要么是%由辐射构成的（在最初的~10，年有效），要么假设宇宙是%由物质构成的（在接下来的~70亿年里有效）。

快捷方式如下。

如果你的宇宙是%的辐射，那么它会根据一个简单的规则膨胀：比例因子随时间增长为~t。?

如果你的宇宙是%由物质组成的，那么它会根据一个简单的规则膨胀：比例因子随时间增长为~t?.

如果你的宇宙%由暗能量组成，这在晚期（现代）主导了膨胀，那么比例因子会呈指数级增长：因为a~e呵呵.

如果我们填写中间阶段，或者只是直接计算整个事情而不使用捷径，我们可以确定宇宙的规模/大小作为宇宙时间的函数。

宇宙的大小（y轴）与宇宙年龄（x轴）在对数刻度上。根据需要标记一些大小和时间里程碑。人们可以继续在时间上向前和向后推断，但前提是今天存在的能量成分没有过渡点。

（图片来源：E.Siegel）

就是这样;只要你意识到

任何时间宇宙尺度与今天宇宙尺度之比

等于

宇宙的温度随时到今天的宇宙温度，

如果你知道当时宇宙相对于今天有多大，或者你知道当时宇宙相对于今天的温度是多少，你就可以计算出任何事件发生的时间。

话虽如此，我们只需要记住，今天宇宙的温度是2.K，今天宇宙的大小/尺度/红移是亿光年/定义为1/定义为0，而且今天的宇宙年龄是大爆炸后的亿年。只要你从今天的宇宙组成开始——68%的暗能量，31.9%的暗物质，0.09%的中微子和0.01%的光子——并且你认识到当一切以光速或非常接近光速移动时，它的行为就像辐射一样，你就不会出错。

话虽如此，这里总结了各个时代/时代，从我们可以谈论的最早时刻到今天。

从通货膨胀的结束和热大爆炸的开始，我们可以追溯我们的宇宙历史。暗物质和暗能量是今天必需的成分，但它们的起源时间尚未确定。这是关于我们的宇宙如何开始的共识观点，但它总是会随着更多更好的数据而进行修订。请注意，暴胀的开始，或在其最后10^-33秒之前的任何关于暴胀的信息，在我们可观测的宇宙中不再存在。

(学分：E.西格尔;欧空局/普朗克和美国能源部/美国宇航局/NSFCMB研究机构间工作组）

膨胀时代：这是一个棘手的时代，但只是从某种意义上说，我们不知道它何时、如何，甚至是否有一个开始，但我们确实知道它至少持续了大约~10个-33几秒钟，当它结束时，炙热的大爆炸开始了。

自由的，无束缚的，无质量的粒子和反粒子时代：这就是你可能认为的宇宙的“原始汤”，在那里你可以想象到的每一个可能的碰撞都大量发生。没有绑定结构;没有稳定的配置;任何你可以追踪的粒子都可能被湮灭并多次转化为其他粒子。这从暴胀结束一直持续到宇宙大约~10-10秒前，或~皮秒。

大质量粒子和反粒子/夸克胶子等离子体时代：大约在第一个~10之后-10秒，希格斯和电弱对称性断裂，将电弱力分离成电磁力和弱力，并赋予宇宙质量。这种转变也是宇宙创造物质-反物质不对称的最后机会;如果它以前没有发生过，这是它最后的机会。当它膨胀和冷却时，较重的夸克和反夸克衰变，tau-antitau轻子对也是如此。这种情况一直持续到宇宙大约一微秒（~10-6秒）旧，当下一个重大转变发生时。

夸克/反夸克对湮灭后，剩余的物质粒子在中微子、反中微子、光子和电子/正电子对的背景下结合成质子和中子。正电子上会有过量的电子，以完全匹配宇宙中的质子数量，使其保持电中性。这种物质-反物质不对称性是如何产生的是当代物理学的一个悬而未决的问题，但是一旦宇宙年龄超过~1微秒，强子就不可避免地形成。

(学分：E.Siegel/BeyondtheGalaxy）

强子时代：在此之前，夸克和反夸克和胶子仍然处于原始汤中：夸克和反夸克有质量，但不会形成束缚态，因为能量和密度太大。但是现在，三个夸克的群形成像质子和中子一样的重子，三个反夸克的群形成反重子，夸克-反夸克对形成介子。所有的介子都是不稳定的，并且衰变得相当快，而剩下的反重子都被重子消灭，产生巨大的辐射浴。最后，每个重子剩下~1亿个光子，但没有幸存的反重子。这一直持续到宇宙大约1秒大，一个方便的经验法则是~1秒的年龄对应于每个粒子的平均能量为1MeV，或温度为~K：一百亿度。

核时代：在~1秒的年龄，中微子停止与宇宙中剩余的粒子和反粒子定期相互作用，几乎紧接着，剩余的正电子湮灭了大量过量的电子，产生更多的光子，并加热它们，使它们比中微子略热（约40%）。核聚变试图在质子和中子之间发生，但光子将它们炸开，直到宇宙达到~3分钟左右。最后，现在它足够凉爽，核聚变发生，形成氘，氚，氦-3，氦-4以及锂-7和铍-7。当宇宙大约4到20分钟时，所有这些都完成了。

在炽热的早期宇宙中，在中性原子形成之前，光子以非常高的速度从电子（在较小程度上，质子）散射，并在它们发生时转移动量。中性原子形成后，由于宇宙冷却到某个临界阈值以下，光子只是沿直线行进，仅在波长上受到空间膨胀的影响。当宇宙只有~年的历史时，平均光子能量下降到氢的电离能以下，但直到很久以后才有稳定的中性原子。

（圖片來源：AmandaYohoforStartwithABang）

等离子体时代：现在太冷太稀疏，无法发生聚变反应，所有的氚衰变成氦-3，而所有的铍-7衰变成锂-7。质子和其他原子核希望与电子结合在一起，但它们不能不立即被高能光子炸开。在大约~9年的年龄，辐射不再是宇宙的主要组成部分，取而代之的是正常物质和暗物质的组合。这种情况一直持续到宇宙达到大约，万年的年龄，温度仅为~3K。

原子时代：终于，在大爆炸38万年后的这一点上，宇宙形成了中性原子，现在对光是透明的，包括大爆炸留下的辐射。但是由于最密集的过密集区域和密度最低的低密度区域仍然非常接近宇宙平均值，引力需要时间才能将这些原子坍缩到可以形成恒星的地方。虽然确切的数字尚不清楚，但我们可以将其持续到第一颗恒星形成，比如说，大爆炸后1亿年。

恒星和银河时代：从大爆炸后大约1亿年开始，现在“让有光”第二次正式发生：随着恒星和星团的诞生。这些将增长并合并成星系，星系群和星系团，并将沿着巨大的宇宙壁排列，最终形成现代宇宙网。

随着时间的推移，引力相互作用将把一个基本均匀、密度相等的宇宙变成一个物质集中度高、空间巨大的宇宙。中微子和反中微子在宇宙早期表现得像辐射，但在后期，它们会落入星系和星系团的引力井中，因为它们由于空间膨胀而失去速度。恒星在大爆炸后~1亿年开始形成，当宇宙被物质主导时，会形成更大规模的结构。

(图片来源：VolkerSpringel/MPE）

虽然这个过程会持续到遥远的未来，但我们已经进入了最后一个过程：现在描述我们的宇宙，并将永远描述我们的宇宙。

暗能量时代：有两种方法可以定义它的开始，这取决于你是否将“暗能量主宰宇宙”定义为

当遥远星系的衰退速度停止减慢并开始加速时，

或者当暗能量成为宇宙中能量的主要形式，超越物质时。

根据第一个定义，暗能量在大爆炸后78亿年的年龄主导着宇宙的膨胀速度。根据第二个定义，这种统治被推迟到宇宙在大爆炸后亿年。就在地球上第一批光合生物进化的同时，暗能量通过暗物质和正常物质的组合，主导宇宙的能量含量。

这就是它的方式，永远和永远的未来，至少据我们所知。这个时间表可以或多或少地细化，但这就是我们了解它的方式以及我们如何弄清楚它！