Хронологија свемира

Шаблон:Физичка космологија Хронологија свемира описује историју и будућност свемира према космологији Великог праска. Процењује се да историја почиње пре 13,787 милијарди година, када је свемир био изузетно густ и врућ, пре него што је створена било каква материја. У овом стању, свемир заузима бесконачно малу област простора и времена.

Најранија фаза у физичким моделима је огромно ширење простора у сићушном делићу микросекунде, праћено споријим ширењем и стварањем честица материје и антиматерије. Ове честице готово потпуно анихилирају једна другу остављајући енергију и мали остатак материје у облику кварк-глуонске плазме. Како се ширење наставља, ова плазма се кондензује у море протона и неутрона који реагују са неутринима.

До ознаке од 1 секунде, температура је довољно опала да неутрини више не могу да реагују; овај огроман број примордијалних неутрина наставља да струји широм свемира све до данас.

Након 6 секунди, хлађење услед ширења омогућава електронима и позитронима да анихилирају, стварајући још један импулс енергије. Језгра првих елемената сада се формирају, првенствено водоник и хелијум, са малом количином литијума.

Након брзих промена током 3 минута ширења, свемир се хлади хиљадама година да би достигао температуру на којој су атоми стабилни. Интензиван скуп фотона постаје слободан; они су били апсорбовани и емитовани од стране плазме, али сада у мањој мери реагују са атомима. Ови фотони су данас видљиви као позадинска температура свемира.

Следећа фаза свемира укључује постепени гравитациони колапс гаса водоника. Како гравитационе силе привлаче материју ближе, гасови се компримују и загревају у сићушном простору, палећи нуклеарну фузију да би се створиле прве звезде. Гравитационо привлачење током милиона година формира скупове звезда; стварајући галаксије и веће структуре које су данас видљиве.

Позадина

Ширење

Шаблон:Главни чланак Тренутни прихваћени модел историје свемира заснива се на концепту Великог праска: свемир је почео као врућ и густ, а затим се ширио и хладио. Различите честице ступају у интеракцију током сваке главне фазе ширења; како се свемир шири, густина опада и неке интеракције честица престају да буду важне. Карактер свемира се мења. Штавише, сама брзина ширења зависи од природе постојећих честица, стварајући међуигру између космологије и физике честица.Шаблон:Rp

Време

Време погледа у прошлост екстрагалактичких посматрања према њиховом космолошком црвеном помаку до z=20.

У космологији, време и простор су повезани: простор се шири како се време повећава. Време у свакој тачки простора (на пример у галаксији) може бити јединствено дефинисано у смислу замишљеног сата у тој тачки. Ови сатови се крећу са тачком у простору како се свемир шири; синхронизовани су на једну тачку у далекој прошлости. Светлост удаљених галаксија је емитована у прошлости, а затим путује брзином светлости: знање о удаљеној галаксији је ограничено на једну тачку у времену названу време погледа у прошлост. Током путовања из удаљене тачке, свемир наставља да се шири, растежући таласну дужину светлости успут, што је ефекат назван космолошки црвени помак.Шаблон:Rp Црвени помак се може измерити упоређивањем долазне светлости са познатим спектроскопским линијама и резултујућа вредност може бити повезана са кокрећућим растојањем до емитера. Последично, експериментално знање о хронологији свемира изводи се посматрањем удаљене светлости.Шаблон:Rp Шаблон:Clear

Преглед

НАСА дијаграм приказује историју свемира од инфлације до садашњости.

Хронологија свемира може се поделити у пет делова:Шаблон:Rp

• Инфлација, прва ера подржана експерименталним доказима, период експоненцијалног ширења који се завршава конверзијом енергије у честице,
• Кварковска супа, почетне честице се хладе и спајају, формира се тамна материја,
• Нуклеосинтеза Великог праска, комбиновањем нуклеона стварају се језгра првих атома,
• Гравитација гради космичку структуру, смањена густина омогућава материји да доминира над зрачењем за контролу ширења, фотони се одвајају да би формирали космичко позадинско зрачење, а гравитационо привлачење гради звезде, галаксије и јата галаксија.
• Космичко убрзање, континуирано ширење омогућава тамној енергији да превазиђе гравитациону силу, инхибирајући веће структуре.

Унутар ових великих подсекција постоји много догађаја и транзиција. Старији модели другачије су делили хронологију, користећи другачију терминологију или нагласак. Шаблон:Clear

Табеларни преглед

Модерне космолошке хронологијеШаблон:Rp почињу са инфлацијом, најранијим временским периодом подржаним чврстим посматрачким доказима. Све раније се сматра нестандардном космологијом, предметом великог броја још увек непотврђених истраживања.

Пододељак чланка	Космичко времеШаблон:Rp	Црвени помак	ТемператураШаблон:Rp	Опис
Инфлација	непознато		није применљиво	Космичка инфлација шири простор за фактор реда 10Шаблон:Sup током времена реда 10Шаблон:Sup до 10Шаблон:Sup секунди.
Поновно загревање	непознато		непознато	Претвара енергију у инфлационом пољу у термално купатило честица Стандардног модела, иницирајући Врући Велики прасак. Многи механизми су предложени.
Бариогенеза	непознато		непознато	Стварају се материја и антиматерија са једном додатном честицом материје на сваких 1010 парова. Парови се анихилирају производећи фотоне и остављајући честице материје. Предложено је више механизама, али ниједно запажање не издваја један.Шаблон:Rp
Електрослаб фазни прелаз	Шаблон:Val	Шаблон:Val	> 10Шаблон:Sup K (150 GeV/kB)	Јака интеракција постаје различита од електрослабе интеракције. Честице материје добијају масу.Шаблон:Rp Сфера простора која ће постати видљиви свемир је у ово време приближно 300 светлосних секунди (~0,6 ај) у полупречнику.
Фазни прелаз квантне хромодинамике	Шаблон:Val	Шаблон:Val	Шаблон:Nowrap Шаблон:Nowrap	Кварк–глуонска плазма честица материје спаја се у хадроне: углавном протоне, неутроне и пионе.Шаблон:Rp
Одвајање неутрина	1 s	Шаблон:Val	Шаблон:Nowrap (1 MeV/kB)	Неутрини престају да ступају у интеракцију са барионском материјом и формирају космичку неутринску позадину.Шаблон:Rp Сфера простора која ће постати видљиви свемир је у ово време приближно 10 светлосних година у полупречнику.
Анихилација електрона и позитрона	Шаблон:Nowrap	Шаблон:Val	Шаблон:Nowrap Шаблон:Nowrap	Како температура опада, фотони више немају довољно енергије да производе парове електрон/позитрон. Електрони и позитрони анихилирају, остављајући фотоне.Шаблон:Rp
Нуклеосинтеза Великог праска	Шаблон:Nowrap	Шаблон:Val	Шаблон:Nowrap Шаблон:Nowrap	Протони и неутрони се везују у примордијална атомска језгра: водоник и хелијум-4. Формирају се и трагови деутеријума, хелијума-3 и литијума-7. На крају ове епохе, сферна запремина простора која ће постати видљиви свемир износи око 300 светлосних година у полупречнику, густина барионске материје је реда 4 грама по mШаблон:Sup (око 0,3% густине ваздуха на нивоу мора) — међутим, већина енергије у ово време је у електромагнетном зрачењу.
Рекомбинација	290 хиљ. год. – 370 хиљ. год.	1090 – 1270	4000 K (0.4 eV/kB)	Електрони и атомска језгра по први пут постају везани формирајући неутралне атоме. Фотони више нису у термодинамичкој равнотежи са материјом и свемир по први пут постаје транспарентан. Рекомбинација траје око 100 хиљада година, током којих свемир постаје све транспарентнији за фотоне. Фотони космичког микроталасног позадинског зрачења потичу из овог времена. Сферна запремина простора која ће постати видљиви свемир је 42 милиона светлосних година у полупречнику у ово време. Густина барионске материје у ово време је око 500 милиона атома водоника и хелијума по кубном метру, што је приближно милијарду пута више него данас. Ова густина одговара притиску реда 10Шаблон:Sup атм.
Мрачно доба	Шаблон:Nowrap (Потпуно се завршава тек око 1 млрд. год.)	Шаблон:Nowrap	Шаблон:Nowrap	Време између рекомбинације и формирања првих звезда. Током овог времена, једини извор фотона био је водоник који је емитовао радио таласе на водоничној линији. Слободно путујући ЦМБ фотони брзо (у року од око 3 милиона година) су црвено померени у инфрацрвену светлост, а свемир је био лишен видљиве светлости.
Формирање и еволуција звезда и галаксија	Најраније галаксије: од око 300–400 мил. год.? (прве звезде: слично или раније) Модерне галаксије: Шаблон:Nowrap (тачно време се још истражује)	Од око 20	Од око 60 K	Најраније познате галаксије постојале су већ око 280 мил. год. Галаксије се спајају у „прото-јата” почевши од око 1 млрд. год. (црвени помак Шаблон:Nowrap) и у јата галаксија почевши око 3 млрд. год. Шаблон:Nowrap, као и у суперјата почевши од око 5 млрд. год. (Шаблон:Nowrap).
Рејонизација	Шаблон:Nowrap (тачно време се још истражује)	20 – 6	Шаблон:Nowrap	Најдаљи астрономски објекти видљиви помоћу телескопа датирају из овог периода; до 2025, најудаљенија посматрана галаксија је Џејмс Вебова галаксија на црвеном помаку од преко 14. Најраније „модерне” звезде Популације I формирају се у овом периоду.
Садашње време	13,8 млрд. год.	0	2.7 K	Најдаљи посматрани фотони у овом тренутку су ЦМБ фотони. Они стижу из сфере са полупречником од 46 милијарди светлосних година. Сферна запремина унутар ње обично се назива видљиви свемир.
Алтернативне поделе хронологије (које се преклапају са неколико горенаведених периода)
Ера доминације зрачења	Од инфлације (~ Шаблон:Nowrap	> 3600	> 10Шаблон:Sup K	Током овог времена, густина енергије безмасних и готово безмасних релативистичких компоненти попут фотона и неутрина, који се крећу брзином или близу брзине светлости, доминира над густином материје и тамном енергијом.
Ера доминације материје	Шаблон:Nowrap	Шаблон:Nowrap	Шаблон:Nowrap	Током овог времена, густина енергије материје доминира над густином зрачења и тамном енергијом, што доводи до успореног ширења свемира.
Ера доминације тамне енергије	> 9,8 млрд. год.Шаблон:Rp	< 0.4	< 4 K	Густина материје пада испод густине тамне енергије (енергије вакуума), а ширење простора почиње да убрзава. Ово време грубо одговара времену формирања Сунчевог система и еволуционој историји живота.
Стелиферна ера	Шаблон:Nowrap	Шаблон:Nowrap	Шаблон:Nowrap	Време између првог формирања звезда Популације III до престанка формирања звезда, остављајући све звезде у облику дегенерисаних остатака.
Далека будућност	> 100 бил. год.	< −0.99	< 0.1 K	Стелиферна ера ће се завршити пошто звезде временом умиру а све се мање нових рађа да их замене, што доводи до свемира који се затамњује. Разне теорије сугеришу бројне наредне могућности. Претпостављајући распад протона, материја може евентуално испарити у Мрачно доба (топлотна смрт). Алтернативно, свемир се може урушити у Велико смрскавање. Други предложени крајеви укључују катастрофу лажног вакуума или Велико цепање као могуће крајеве свемира.

Инфлација

Пре око 10⁻³² секунди након Великог праска

У овој тачки врло раног свемира, сматра се да се свемир проширио за фактор од најмање Шаблон:Val у времену реда Шаблон:Val. Сва маса-енергија у свим тренутно видљивим галаксијама почела је у сфери полупречника око Шаблон:Val, а затим је нарасла до сфере полупречника око 0,9 m до краја инфлације.Шаблон:Rp Ова фаза историје космичког ширења позната је као инфлацијаШаблон:Rp или понекад као инфлаторна епоха.

Инфлација објашњава како данашњи свемир има концентрације материје, попут галаксија и јата галаксија, уместо да има просторно униформну материју кроз читав свемир.Шаблон:Rp Сићушне квантне флуктуације у свемиру, појачане инфлацијом, верује се да су основа за структуре великих размера које су се формирале много касније.Шаблон:Rp

Механизам који је покретао инфлацију остаје непознат, иако су предложени многи модели. У неколико истакнутијих модела, сматра се да ју је покренуло одвајање јаке и електрослабе интеракције (фазни прелаз) које је окончало епоху великог уједињења. Један од теоријских производа овог фазног прелаза било је скаларно поље названо поље инфлатона. Како се ово поље слегло у своје стање најниже енергије широм свемира, генерисало је огромну одбојну силу која је довела до брзог ширења свемира.

Брзо ширење је значило да су било које потенцијалне честице (или други „нежељени” артефакти, попут тополошких дефеката) преостале из времена пре инфлације сада биле дистрибуиране веома ретко широм свемира.

Поновно загревање

Није тачно познато када се инфлаторна епоха завршила, али се сматра да је то било између 10⁻³³ и 10⁻³² секунди након Великог праска. Брзо ширење простора значило је да су било које елементарне честице преостале из епохе великог уједињења сада биле дистрибуиране веома ретко широм свемира, до тачке у којој не постоји физичка температура која би се могла повезати с њима. Међутим, велика потенцијална енергија поља инфлатона је ослобођена на крају инфлаторне епохе, како се поље инфлатона распадало у друге честице, што је процес познат као поновно загревање. Овај ефекат загревања довео је до поновног насељавања свемира густом, врућом мешавином честица Стандардног модела.

Након што се инфлација завршила, свемир је наставио да се шири. Регион величине диње у то време од тада је нарастао да би постао читав видљиви свемир.

Врући Велики прасак

Физички модел за хронологију свемира са снажном посматрачком и теоријском подршком назива се модел врућег Великог праска.Шаблон:Rp Концепт укључује рано стање екстремне температуре и густине након којег следи ширење свемира које траје до данас. Високо прецизна верзија модела Великог праска која користи конвенционалну физику, позната као Ламбда-ЦДМ, слаже се са широким спектром астрофизичких посматрања. Концепт се не екстраполира уназад до нултог времена. У оквиру стандардног модела космологије, почетно стање је одређено процесом названим инфлација. Релативна временска линија за најраније феномене је нејасна. Спекулација о процесима који се јављају пре инфлације укључује физику која се сматра изван стандардне космологије.

Бариогенеза

Бариони су субатомске честице попут протона и неутрона које су сачињене од три кварка. Очекивало би се да би и бариони и честице познате као антибариони били формирани у једнаким бројевима. Међутим, готово никакви антибариони нису примећени у природи. Није јасно како је до овога дошло. Свако објашњење за овај феномен мора омогућити да Сахаровљеви услови повезани са бариогенезом буду задовољени у неком тренутку након краја космичке инфлације. Тренутна физика честица сугерише асиметрије под којима би ови услови били испуњени, али се чини да су те асиметрије премале да би објасниле посматрану барионско-антибарионску асиметрију свемира.

Електрослаб фазни прелаз

10⁻¹² секунди након Великог праска

Како је температура свемира наставила да пада испод Шаблон:Val, дошло је до нарушавања електрослабе симетрије. Колико је познато, то је био претпоследњи догађај нарушавања симетрије у формирању свемира, док је последњи био нарушавање хиралне симетрије у кварк сектору. Ово има два повезана ефекта:

1. Преко Хигсовог механизма, све елементарне честице које ступају у интеракцију са Хигсовим пољем постале су масивне, док су биле без масе на вишим енергетским нивоима.
2. Као нуспојава, слаба нуклеарна сила и електромагнетна сила, као и њихови одговарајући бозони (W и Z бозони и фотон), почели су да се манифестују другачије у садашњем свемиру. Пре нарушавања електрослабе симетрије, ови бозони су сви били честице без масе и деловали су на великим растојањима, али у овој тачки W и Z бозони су нагло постали масивне честице које делују само на растојањима мањим од величине атома, док је фотон остао без масе и задржао деловање на великим удаљеностима.

Након нарушавања електрослабе симетрије, основне интеракције које су познате — гравитација, електромагнетизам, слаба и јака интеракција — све су попримиле своје садашње облике, а основне честице су имале своје очекиване масе, али температура свемира је још увек била превисока да би дозволила стабилно формирање многих честица примећених у свемиру, тако да није било протона или неутрона, а самим тим ни атома, атомских језгара или молекула. (Прецизније, било које сложене честице које су се случајно формирале готово би се одмах поново распале због екстремних енергија.)

Фазни прелаз квантне хромодинамике

Између 10⁻¹² секунди и 10⁻⁵ секунди након Великог праска

Након што се космичка инфлација завршила, свемир је био испуњен врућом кварк–глуонском плазмом, остацима поновног загревања. Од ове тачке надаље физика раног свемира је много боље схваћена, а енергије укључене у епоху кваркова су директно доступне у експериментима физике честица и другим детекторима.Шаблон:Rp

Епоха кваркова је почела приближно 10⁻¹² секунди након Великог праска. То је био период у еволуцији раног свемира непосредно након нарушавања електрослабе симетрије, када су основне интеракције гравитације, електромагнетизма, јаке и слабе силе попримиле своје садашње облике, али температура свемира је још увек била превисока да би омогућила кварковима да се вежу заједно и формирају хадроне. Епоха кваркова се завршила када је свемир био стар око 10⁻⁵ секунди; следећа два догађаја ван равнотеже морала су се затим догодити: формирање бариона и тамне материје.Шаблон:Rp

Одвајање неутрина и космичка неутринска позадина (CνB)

Око 1 секунду након Великог праска

Приближно 1 секунду након Великог праска, неутрини се одвајају и почињу слободно да путују кроз простор. Пошто неутрини ретко ступају у интеракцију са материјом, ови неутрини и данас постоје, аналогно много каснијем космичком микроталасном позадинском зрачењу емитованом током рекомбинације, око 370.000 година након Великог праска. Неутрини из овог догађаја имају веома ниску енергију, око 10⁻¹⁰ пута мању од оне која се може уочити помоћу данашње директне детекције. Чак је и високоенергетске неутрине познато тешко детектовати, тако да ова космичка неутринска позадина (CνB) можда неће бити директно посматрана у детаље много година, ако икада.

Међутим, космологија Великог праска даје многа предвиђања о CνB-у, и постоје веома јаки индиректни докази да CνB постоји, како из предвиђања нуклеосинтезе Великог праска о обиљу хелијума, тако и из анизотропија у космичком микроталасном позадинском зрачењу (ЦМБ). Једно од ових предвиђања је да ће неутрини оставити суптилан отисак на ЦМБ-у. Добро је познато да ЦМБ има неправилности. Неке од ЦМБ флуктуација биле су грубо правилно распоређене, због ефекта барионских акустичних осцилација. Теоретски, одвојени неутрини су требали имати веома благи ефекат на фазу различитих ЦМБ флуктуација.

Године 2015, објављено је да су такви помаци детектовани у ЦМБ-у. Штавише, флуктуације су одговарале неутринима готово тачно оне температуре која је предвиђена теоријом Великог праска (Шаблон:Val у поређењу са предвиђањем од Шаблон:Val), и са тачно три типа неутрина, исти број укуса неутрина предвиђен Стандардним моделом.

Космолошки модели овог раног времена остају нерешени. Стандардни модел физике честица тестиран је само до температура реда 10¹⁷ K (10 TeV) у сударачима честица, попут Великог хадронског сударача. Штавише, нови физички феномени који још нису обухваћени Стандардним моделом могли су бити важни пре времена одвајања неутрина, када је температура свемира била око 10¹⁰ K (1 MeV).

Анихилација електрона и позитрона

Између 1 секунде и 10 секунди након Великог праска

Већина хадрона и анти-хадрона анихилирају једни друге остављајући лептоне (као што су електрон, муони и одређени неутрини) и антилептоне, који доминирају масом свемира. Почетно се лептони и антилептони производе у паровима. Око 10 секунди након Великог праска, температура свемира пада до тачке у којој се нови парови лептон–антилептон више не стварају, а већина преосталих лептона и антилептона брзо анихилира једни друге, дајући парове високоенергетских фотона, остављајући мали остатак не-анихилираних лептона. Након што се већина лептона и антилептона анихилира, већина масе–енергије у свемиру остаје у облику фотона.

Нуклеосинтеза лаких елемената

Између 3 минута и 20 минута након Великог праска

Између око 3 и 20 минута након Великог праска, реакције нуклеарне фузије претварају мешавину неутрона и протона у односу 1:7 у мешавину протона, деутеријума (протон спојен са неутроном), ³He, ⁴He, са траговима ⁷Li и ⁷Be. Ове реакције се завршавају када температура падне испод 0,07 MeV потребних за нуклеарну фузију. Коначна мешавина зависи од брзина реакција, температуре и густине компоненти. Брзине реакција могу се измерити у лабораторијама за нуклеарну физику, док се температура и густине могу израчунати из модела ширења свемира.Шаблон:Rp

Око 25% протона и сви неутрони се спајају да би формирали деутеријум, изотоп водоника, а готово сав деутеријум се брзо спаја и формира хелијум-4. Хелијум-4 има много већу енергију везивања од језгара са 5 до 8 нуклеона, па се стварају само трагови тих језгара. Тежа језгра произведена у звездама се не појављују јер захтевају комбинацију три језгра хелијума-4, а густина хелијума-4 је сувише ниска да би се догодило много тросмерних судара пре него што ширење охлади свемир испод температуре фузије.Шаблон:Rp Мале количине трицијума (још један изотоп водоника) и изотопа берилијума-7 и -8 се формирају, али они су нестабилни и брзо се распадају. Мала количина деутеријума остаје неспојена.Шаблон:Rp

Количине сваког лаког елемента у раном свемиру могу се проценити из старих галаксија и представљају снажан доказ за Велики прасак.Шаблон:Rp На пример, Велики прасак би требао да произведе око 1 неутрон на сваких 7 протона, омогућавајући да се 25% свих нуклеона споји у хелијум-4 (2 протона и 2 неутрона од сваких 16 нуклеона), и ово је количина која је присутна данас, и далеко више него што се може објаснити производњом у звездама.Шаблон:Rp Слично томе, деутеријум се изузетно лако спаја; било које алтернативно објашњење мора такође објаснити како су постојали услови за формирање деутеријума, али је истовремено оставио нешто деутеријума неспојеним, а не одмах поново спојеним у хелијум. Било која алтернатива такође мора објаснити пропорције различитих лаких елемената и њихових изотопа. За неколико изотопа, попут литијума-7, утврђено је да су присутни у количинама које се разликују од теорије.

Једнакост материје и зрачења

47.000 година након Великог праска

До сада, велике динамике и понашање свемира одређивало је углавном зрачење — што значи они конституенти који се крећу релативистички (брзином светлости или близу ње), попут фотона и неутрина. Како се свемир хлади, од око 47.000 година (црвени помак z = 3600), великим понашањем свемира уместо тога почиње да доминира материја.Шаблон:Rp Ово се дешава јер густина енергије материје почиње да премашује и густину енергије зрачења и густину енергије вакуумаШаблон:Rp Око или убрзо након 47.000 година, густине не-релативистичке материје (атомских језгара) и релативистичког зрачења (фотона) постају једнаке, Џинсова дужина, која одређује најмање структуре које се могу формирати (због конкуренције између гравитационог привлачења и ефеката притиска), почиње да опада, а пертурбације, уместо да буду избрисане слободним струјањем зрачења, могу почети да расту у амплитуди.

Према Ламбда-ЦДМ моделу, до ове фазе, материја у свемиру је око 84,5% хладна тамна материја и 15,5% „обична” материја. Постоје огромни докази да тамна материја постоји и доминира свемиром, али пошто тачна природа тамне материје још увек није схваћена, теорија Великог праска тренутно не обухвата ниједну фазу њеног формирања.

Од ове тачке надаље, и током неколико милијарди година које долазе, присуство тамне материје убрзава формирање структуре у свемиру. У раном свемиру, тамна материја се постепено окупља у огромна влакна под дејством гравитације, урушавајући се брже од обичне (барионске) материје јер њен колапс није успорен притиском зрачења. Ово појачава сићушне нехомогености (неправилности) у густини свемира које су остале од космичке инфлације. Током времена, благо гушћи региони постају гушћи, а благо разређени (празнији) региони постају још разређенији. Обична материја се на крају окупља брже него што би иначе, због присуства ових концентрација тамне материје.

Својства тамне материје која јој омогућавају да се брзо уруши без притиска зрачења такође значе да не може да изгуби енергију зрачењем. Губитак енергије је неопходан да би се честице урушиле у густе структуре преко одређене тачке. Стога се тамна материја урушава у огромна али дифузна влакна и ореоле, а не у звезде или планете. Обична материја, која може да изгуби енергију зрачењем, формира густе објекте, као и облаке гаса када се урушава.

Рекомбинација, одвајање фотона и космичко микроталасно позадинско зрачење (ЦМБ)

Слика космичког микроталасног позадинског зрачења након 9 година посматрања ВМАП-а (2012). Зрачење је изотропно на око један део у 100.000.Шаблон:Rp

Око 370.000 година након Великог праска, догодила су се два повезана догађаја: завршетак рекомбинације и одвајање фотона. Рекомбинација описује спајање јонизованих честица како би формирале прве неутралне атоме, а одвајање се односи на ослобођене („одвојене”) фотоне док се новоформирани атоми смештају у стабилнија енергетска стања.

Непосредно пре рекомбинације, барионска материја у свемиру била је на температури где је формирала врућу јонизовану плазму. Већина фотона у свемиру била је у интеракцији са електронима и протонима и нису могли путовати значајним удаљеностима без интеракције са јонизованим честицама. Као резултат тога, свемир је био непрозиран или „магловит”. Иако је било светлости, није било могуће видети, нити се та светлост може посматрати кроз телескопе.

Почевши од око 18.000 година, свемир се охладио до тачке где слободни електрони могу да се комбинују са језгрима хелијума формирајући Шаблон:Chem атоме. Након око 50.000 година, како се свемир хлади, његовим понашањем почиње да доминира материја пре него зрачење.Шаблон:Rp Око 100.000 година, након што се формирају неутрални атоми хелијума, јон хелијум хидрида је први молекул. Много касније, водоник и хелијум хидрид реагују формирајући молекуларни водоник (H₂), гориво потребно за прве звезде. На око 370.000 година, неутрални атоми водоника завршавају формирање („рекомбинација” јона водоника и електрона),Шаблон:Rp што значајно смањује Томсоново расејање фотона.Шаблон:RpШаблон:Rp Више не расејани од стране слободних електрона, фотони су се „одвојили” од раније плазме и слободно пропагирали. Већина ових фотона и данас постоји као космичко микроталасно позадинско зрачење (ЦМБ). Ово је најстарија ера свемира која је данас директно видљива.

Директно комбиновање у стање ниске енергије (основно стање) је мање ефикасно, па се ови атоми водоника углавном формирају са електронима који су још увек у високом енергетском стању, а када се комбинују, електрони брзо ослобађају енергију у облику једног или више фотона док прелазе у стање ниске енергије. Ово ослобађање фотона познато је као одвајање фотона. Неке од ових одвојених фотона хватају други атоми водоника, док остали остају слободни. До краја рекомбинације, већина протона у свемиру формирала је неутралне атоме. Ова промена од наелектрисаних ка неутралним честицама значи да средња слободна путања коју фотони могу да пређу пре хватања у суштини постаје бесконачна, тако да било који одвојени фотони који нису ухваћени могу слободно да путују на велике удаљености. Свемир је постао транспарентан за видљиву светлост, радио-таласе и друга електромагнетна зрачења по први пут у својој историји.

Позадина ове кутије апроксимира оригиналну боју од 4000 K фотона ослобођених током одвајања, пре него што су доживели црвени помак да би формирали космичко микроталасно позадинско зрачење. Читав свемир би у то време изгледао као сјајна магла боје сличне овој и температуре од 4000 K.

Фотони ослобођени овим новоформираним атомима водоника првобитно су имали температуру/енергију од око ~ 4000 K. То би било видљиво оку као бледа жуто/наранџасто тонирана, или „мека”, бела боја. Током милијарди година од одвајања, како се свемир ширио, фотони су црвено померени из видљиве светлости у радио-таласе (микроталасно зрачење које одговара температури од око 2,7 K). Црвени помак описује како фотони добијају дуже таласне дужине и ниже фреквенције како се свемир ширио током милијарди година, тако да су се постепено променили из видљиве светлости у радио-таласе. Исти ти фотони и данас се могу детектовати као радио-таласи. Они формирају космичко микроталасно позадинско зрачење и пружају кључне доказе о раном свемиру и начину на који се развијао.

Око истог времена као и рекомбинација, постојећи таласи притиска унутар електрон-барионске плазме — познати као барионске акустичне осцилације — постали су уграђени у дистрибуцију материје док се она кондензовала, доводећи до врло благе преференције у дистрибуцији објеката великих размера. Због тога је космичко микроталасно позадинско зрачење слика свемира на крају ове епохе, укључујући сићушне флуктуације генерисане током инфлације, а распоред објеката попут галаксија у свемиру је показатељ размера и величине свемира како се развијао током времена.

Гравитација гради космичку структуру

370 хиљада до око 1 милијарде година након Великог праска

Чак и пре рекомбинације и одвајања, материја је почела да се акумулира око грудви тамне материје.Шаблон:Rp Облаци водоника су се веома споро урушавали да би формирали звезде и галаксије. Датотека:NASA-HubbleLegacyFieldZoomOut-20190502.webm

Мрачно доба

Шаблон:Види још Након рекомбинације и одвајања, свемир је био транспарентан и охладио се довољно да дозволи светлости да путује великим удаљеностима, али није било структура које производе светлост, попут звезда и галаксија. Звезде и галаксије настају када се формирају густи региони гаса под утицајем гравитације, а за то је потребно много времена унутар скоро униформне густине гаса и на потребној скали, тако да се процењује да звезде нису постојале можда стотинама милиона година након рекомбинације.

Овај период, познат као Мрачно доба, почео је приликом одвајања фотона око 370.000 година након Великог праска и завршава се током дугог временског периода који се зове рејонизација. Током Мрачног доба, температура свемира се охладила са око 4000 K на око 60 K (3727 °C до око −213 °C), а постојала су само два извора фотона: фотони ослобођени током рекомбинације/одвајања (како су се формирали неутрални атоми водоника), што је и данас детектибилно као космичко микроталасно позадинско зрачење (ЦМБ), и фотони повремено ослобођени неутралним атомима водоника, познати као списнска линија од 21 cm неутралног водоника. Водонична спинска линија је у микроталасном опсегу фреквенција, а у року од 3 милиона година ЦМБ фотони су били црвено померени ван видљиве светлости у инфрацрвену; од тог времена до првих звезда, није било фотона видљиве светлости. Осим можда неких ретких статистичких аномалија, свемир је заиста био мрачан.

Шаблон:AnchorПрва генерација звезда, позната као звезде Популације III, формирала се у року од неколико стотина милиона година након Великог праска. Ове звезде су биле први извор видљиве светлости у свемиру након рекомбинације. Структуре су можда почеле да се појављују од око 150 милиона година, а ране галаксије појавиле су се од око 180 до 700 милиона година. Како су се оне појављивале, Мрачно доба се постепено завршавало. Пошто је овај процес био постепен, Мрачно доба се потпуно завршило тек на око 1 милијарду година, када је свемир попримио свој данашњи изглед.

Уметнички приказ првих звезда, 400 милиона година након Великог праска

Најстарија посматрања звезда и галаксија

Тренутно, најстарија посматрања звезда и галаксија су убрзо након почетка рејонизације, са галаксијама попут GN-z11 (Свемирски телескоп Хабл, 2016) на око z≈11.1 (око 400 милиона година космичког времена). Хаблов наследник, Свемирски телескоп Џејмс Веб, лансиран у децембру 2021, дизајниран је да детектује објекте до 100 пута слабије од Хабла, и много раније у историји свемира, уназад до црвеног помака z≈20 (око 180 милиона година космичког времена). Верује се да је ово раније од првих галаксија, и око ере првих звезда.

У току су и посматрачки напори да се детектује слаба радијација спинске линије од 21 cm, јер је она у принципу још моћније оруђе од космичког микроталасног позадинског зрачења за проучавање раног свемира.

Појављују се најраније структуре и звезде

Око 150 милиона до 1 милијарде година након Великог праска

Слике са Хабловог ултра дубоког поља често приказују галаксије које су примери како је изгледала рана Стелиферна ера.

Друга Хаблова слика приказује младу галаксију у формирању у близини, што значи да се то догодило веома недавно на космолошкој временској скали. Ово показује да се ново формирање галаксија у свемиру још увек дешава.

Материја у свемиру је око 84,5% хладна тамна материја и 15,5% „обична” материја. Од почетка ере доминиране материјом, тамна материја се постепено окупљала у огромна раширена (дифузна) влакна под утицајем гравитације. Обична материја се на крају окупља брже него што би иначе, због присуства ових концентрација тамне материје. Такође је благо гушћа на правилним размацима због раних барионских акустичних осцилација (БАО) које су уграђене у дистрибуцију материје када су се фотони одвојили. За разлику од тамне материје, обична материја може да изгуби енергију на много начина, што значи да док се урушава, може да изгуби енергију која би је иначе држала одвојеном, и да се уруши брже и у гушће облике. Обична материја се окупља тамо где је тамна материја најгушћа, и на тим местима се урушава у облаке углавном водоничног гаса. Прве звезде и галаксије настају из ових облака. Тамо где су се формирале бројне галаксије, на крају ће настати јата галаксија и суперјата. Велике празнине са мало звезда развиће се између њих, означавајући места где је тамна материја постала ређа.

Тачно време настанка првих звезда, галаксија, супермасивних црних рупа и квазара, као и време почетка, краја и тока периода познатог као рејонизација, још увек се активно истражују, при чему се нова открића периодично објављују. До 2019: најраније потврђене галаксије (на пример GN-z11) датирају од око 380–400 милиона година, што сугерише изненађујуће брзу кондензацију облака гаса и стопе рађања звезда; а посматрања Лајман-алфа шуме, као и друге промене на светлости из древних објеката, омогућавају да се време рејонизације и њен крај прецизније утврде.

Формирање структуре у моделу Великог праска одвија се хијерархијски, због гравитационог колапса, при чему се мање структуре формирају пре већих. Најраније структуре које се формирају су прве звезде (познате као звезде Популације III), патуљасте галаксије и квазари (за које се сматра да су светле, ране активне галаксије које садрже супермасивну црну рупу окружену спирално урањајућим акреционим диском гаса). Пре ове епохе, еволуција свемира се могла разумети кроз линеарну космолошку теорију пертурбација: то јест, све структуре су се могле разумети као мала одступања од савршеног хомогеног свемира. Ово је рачунски релативно лако за проучавање. У овој тачки нелинеарне структуре почињу да се формирају, а рачунски проблем постаје много тежи, укључујући, на пример, N-телесне симулације са милијардама честица. Бољшој космолошка симулација је симулација високе прецизности ове ере.

Ове звезде Популације III су такође одговорне за претварање неколико лаких елемената који су формирани у Великом праску (водоник, хелијум и мале количине литијума) у многе теже елементе. Оне могу бити огромне као и можда мале — и неметалне (без елемената осим водоника и хелијума). Веће звезде имају веома кратак животни век у поређењу са већином звезда Главног низа које се данас виде, тако да обично брзо потроше своје водонично гориво и експлодирају као супернове након само неколико милиона година, сејући свемир тежим елементима током поновљених генерација. Оне означавају почетак Стелиферне ере.

До сада нису пронађене звезде Популације III, тако да се разумевање о њима заснива на рачунарским моделима њиховог формирања и еволуције. Срећом, посматрања космичког микроталасног позадинског зрачења могу се користити за утврђивање када је формирање звезда озбиљно почело. Анализа таквих посматрања које је 2016. извршио свемирски телескоп Планк закључила је да се прва генерација звезда можда формирала од око 300 милиона година након Великог праска.

Квазари пружају неке додатне доказе о раном формирању структуре. Њихова светлост показује доказе о елементима попут угљеника, магнезијума, гвожђа и кисеоника. Ово је доказ да се до тренутка када су квазари формирани већ догодила масовна фаза формирања звезда, укључујући довољно генерација звезда Популације III да доведу до настанка ових елемената.

Рејонизација

Фазе рејонизације

Како се прве звезде, патуљасте галаксије и квазари постепено формирају, интензивно зрачење које емитују рејонизује већи део околног свемира; цепајући неутралне атоме водоника назад у плазму слободних електрона и протона по први пут од рекомбинације и одвајања фотона.

Докази о рејонизацији потичу из посматрања квазара. Квазари су облик активне галаксије и најсјајнији објекти посматрани у свемиру. Електрони у неутралном водонику имају специфичне обрасце апсорпције ултраљубичастих фотона, повезане са енергетским нивоима електрона и назване Лајманова серија. Јонизовани водоник нема електронске енергетске нивое овог типа. Због тога, светлост која путује кроз јонизовани водоник и неутрални водоник показује различите апсорпционе линије. Јонизовани водоник у међугалактичком медијуму (посебно електрони) може расејати светлост путем Томсоновог расејања као што је то чинио пре рекомбинације, али ширење свемира и груписање гаса у галаксије резултирали су превише малом концентрацијом да би свемир постао потпуно непрозиран до тренутка рејонизације. Због огромне удаљености коју светлост прелази (милијарде светлосних година) да би стигла до Земље из структура које су постојале током рејонизације, свака апсорпција од стране неутралног водоника је црвено померена за различите износе, уместо за један специфичан износ, указујући када се догодила апсорпција тадашње ултраљубичасте светлости. Ове карактеристике омогућавају проучавање стања јонизације у многим различитим временима у прошлости.

Рејонизација је почела као „мехури” јонизованог водоника који су временом постајали све већи док читав међугалактички медијум није јонизован, када апсорпционе линије од стране неутралног водоника постају ретке. Апсорпција је била последица општег стања свемира (међугалактичког медијума), а не због проласка кроз галаксије или друга густа подручја. Рејонизација је можда почела да се дешава већ на z = 16 (250 милиона година космичког времена), а већином је завршена око z = 9 или 10 (500 милиона година), при чему је преостали неутрални водоник постао потпуно јонизован око z = 5 или 6 (1 милијарда година), када нестају Ган-Питерсонови јендеци који показују присуство великих количина неутралног водоника. Међугалактички медијум остаје претежно јонизован до данас, са изузетком неких преосталих облака неутралног водоника, који узрокују појаву Лајман-алфа шума у спектрима.

Ова посматрања су сузила временски период током којег се рејонизација одиграла, али извор фотона који су изазвали рејонизацију још увек није потпуно сигуран. За јонизацију неутралног водоника потребна је енергија већа од 13,6 eV, што одговара ултраљубичастим фотонима са таласном дужином од 91,2 nm или краћом, што имплицира да су извори морали произвести значајне количине ултраљубичасте и више енергије. Протони и електрони ће се рекомбиновати ако се енергија континуирано не обезбеђује како би их држала раздвојеним, што такође поставља ограничења на то колико су извори били бројни и њихову дуговечност. Уз ова ограничења, очекује се да су квазари и прва генерација звезда и галаксија били главни извори енергије. Водећи кандидати од најзначајнијих до најмање значајних тренутно се сматрају звезде Популације III (најраније звезде; могуће 70%), патуљасте галаксије (врло ране мале високоенергетске галаксије; могуће 30%), и допринос од квазара (класа активних галактичких језгара).

Међутим, до овог тренутка, материја се знатно више раширила због континуираног ширења свемира. Иако су неутрални атоми водоника поново јонизовани, плазма је била много ређа и дифузнија, а фотони су имали много мање шансе да буду расејани. Упркос томе што је рејонизован, свемир је остао углавном транспарентан током рејонизације због тога колико је редак био међугалактички медијум. Рејонизација се постепено завршавала како је међугалактички медијум постајао готово потпуно јонизован, иако неки региони неутралног водоника и даље постоје, стварајући Лајман-алфа шуме.

У августу 2023, пријављене су и дискутоване слике црних рупа и сродне материје у веома раном свемиру направљене помоћу свемирског телескопа Џејмс Веб.

Галаксије, јата и суперјата

Компјутерски симулирани приказ структуре великих размера дела свемира пречника око 50 милиона светлосних година

Шаблон:Види још Материја наставља да се привлачи под утицајем гравитације, како би формирала галаксије. Звезде из овог временског периода, познате као звезде Популације II, формиране су рано у овом процесу, док су новије звезде Популације I формиране касније. Гравитационо привлачење такође постепено привлачи галаксије једне према другима како би формирале групе, јата и суперјата. Посматрања Хабловог ултра дубоког поља идентификовала су низ малих галаксија које се спајају да би формирале веће, на 800 милиона година космичког времена (пре 13 милијарди година). (За ову процену старости сада се верује да је благо прецењена).

Садашњост и будућност

Свемир како данас изгледа

Од пре 1 милијарде година, и током око 12,8 милијарди година, свемир изгледа отприлике исто као и данас и наставиће да изгледа веома слично током много милијарди година у будућности. Танки диск Млечног пута почео је да се формира када је свемир био стар око 5 милијарди година или пре 9 милијарди година. Сунчев систем се формирао на око 9,2 милијарде година (пре око 4,6 милијарди година);Шаблон:Rp најстарија органска материја у складу са животним процесима датира од пре 4 милијарде година.

Проређивање материје током времена смањује способност материје да гравитационо успори ширење свемира; насупрот томе, тамна енергија је константан фактор који тежи да убрза ширење свемира. Ширење свемира прешло је превојну тачку пре око пет или шест милијарди година када је свемир ушао у модерну „еру доминирану тамном енергијом” где ширење свемира сада убрзава уместо да успорава. Данашњи свемир је прилично добро схваћен, али преко око 100 милијарди година космичког времена (око 86 милијарди година у будућности), научници су мање сигурни којим ће путем свемир кренути.

Ера доминације тамне енергије

Од око 9,8 милијарди година након Великог праска

Од око 9,8 милијарди година космичког времена,Шаблон:Rp сматра се да се велико понашање свемира постепено променило по трећи пут у својој историји. Његово понашање првобитно је било доминирано зрачењем (релативистичким конституентима попут фотона и неутрина) првих 47.000 година, а од око 370.000 година космичког времена, његовим понашањем доминирала је материја. Током његове ере доминиране материјом, ширење свемира почело је да успорава, јер је гравитација обуздавала почетно ширење ка споља. Али од око 9,8 милијарди година космичког времена, посматрања показују да ширење свемира полако престаје да успорава, и уместо тога постепено поново почиње да убрзава.

Док тачан узрок није познат, ово посматрање је прихваћено као тачно од стране космолошке заједнице. Далеко најприхваћеније схватање је да је ово последица непознатог облика енергије којој је дато име „тамна енергија”. „Тамна” у овом контексту значи да није директно посматрана, већ се њено постојање може извести испитивањем гравитационог ефекта који има на свемир. Истраживања су у току како би се разумела ова тамна енергија. Сада се верује да је тамна енергија највећа појединачна компонента свемира, јер чини око 68,3% целокупне масе–енергије физичког свемира.

Верује се да тамна енергија делује као космолошка константа — скаларно поље које постоји широм простора. За разлику од гравитације, ефекти таквог поља се не смањују (или се само полако смањују) како свемир расте. Иако материја и гравитација у почетку имају већи ефекат, њихов ефекат се брзо смањује како свемир наставља да се шири. Објекти у свемиру, за које се у почетку види да се удаљавају једни од других док се свемир шири, настављају да се удаљавају, али се њихово кретање ка споља постепено успорава. Овај ефекат успоравања постаје мањи како свемир постаје све више раширен. На крају, спољашњи и одбојни ефекат тамне енергије почиње да доминира над унутрашњим привлачењем гравитације. Уместо успоравања и можда почетка кретања ка унутра под утицајем гравитације, од око 9,8 милијарди година космичког времена, ширење простора почиње полако да убрзава према споља по постепено растућој стопи.

Изван стандардне космологије

Космогенеза

Космолошки модели екстраполирани уназад на 10⁻⁴³ секунди у комбинацији са моделима физике честица како унутар тако и изван Стандардног модела омогућавају добро утемељене спекулације о карактеру и својствима раног свемира.Шаблон:Rp

Сингуларитет

Приближавање бесконачној температури, фактору размере једнаком нули, или времену нула познато је да лежи изван тренутних физичких модела. Спекулисање о иницијалном гравитационом сингуларитету није смислено: услови су изван опсега теорије.Шаблон:Rp

Планкова епоха

Времена унутар 10⁻⁴³ секунди од Великог праска

Пошто стандардни модел космологије предвиђа ширење свемира из веома топлог времена у далекој прошлости, оно се може пратити уназад на све мањим и мањим размерама. Међутим, не може се пратити уназад до нултог простора. Испод удаљености познате као Планкова дужина, основа за једначине се руши. Енергија честица у ово време је толико велика да квантни ефекти преузимају класичне једначине за гравитацију. Планково време, 10⁻⁴³ секунде, стога је почетно време за модел Великог праска у космологији.Шаблон:Rp

Епоха великог уједињења

Између 10⁻⁴³ секунди и 10⁻³⁶ секунди након Великог праска

Након Планкове ере, свемир би се, у принципу, могао моделовати екстензијама Стандардног модела физике честица, на пример, онима које се називају теоријама великог уједињења. Многе такве теорије су предложене, али ниједна није била успешна у пружању квантитативног слагања са модерним астрофизичким посматрањима. Ипак, време између 10⁻⁴³ и 10⁻³⁶ секунди названо је епохом великог уједињења.

Пре епохе великог уједињења (GUT), температура свемира премашивала је 10¹⁵ GeV. Како се свемир ширио и хладио, можда је прешао космолошки фазни прелаз, што је могло резултирати великим односом материје и антиматерије посматраним у садашњој ери. Овај фазни прелаз је термодинамички ефекат сличан кондензацији гаса или замрзавању течности. Док је прелаз у GUT епохи спекулативан, електрослаби и кварк-хадрон прелази који се дешавају касније подржани су теоријским моделима са неким успешним предвиђањима.Шаблон:Rp

Електрослаба епоха

Почевши било где између 10⁻²² и 10⁻¹⁵ секунди након Великог праска, до 10⁻¹² секунди након Великог праска

У неком тренутку након инфлације, створене честице прошле су кроз термализацију, где међусобне интеракције доводе до термалне равнотеже. Пре нарушавања електрослабе симетрије, на температури од око Шаблон:Val, приближно 10⁻¹⁵ секунди након Великог праска, електромагнетна и слаба интеракција још нису биле раздвојене, а баждарни бозони и фермиони још нису били добили масу преко Хигсовог механизма. Ова епоха завршила се нарушавањем електрослабе симетрије, потенцијално кроз фазни прелаз. У неким екстензијама Стандардног модела физике честица, бариогенеза се такође догодила у овој фази, стварајући неравнотежу између материје и антиматерије (иако се у екстензијама овог модела то можда догодило раније). Мало се зна о детаљима ових процеса.

Далека будућност и коначна судбина

Постоји неколико конкурентских сценарија за дугорочну еволуцију свемира. Који ће се од њих остварити, ако иједан, зависи од прецизних вредности физичких константи попут космолошке константе, могућности распада протона, енергије вакуума (што значи, енергије самог „празног” простора), и природних закона изван Стандардног модела.

Ако се ширење свемира настави и он остане у свом садашњем облику, на крају ће све осим најближих галаксија бити однесене од Земље ширењем простора таквом брзином да ће видљиви свемир бити ограничен на локално гравитационо везано јато галаксија Сунчевог система, суперјато Ланијакеа. У веома дугом року (након много билиона — хиљада милијарди — година космичког времена), Стелиферна ера ће се завршити, јер звезде престају да се рађају, па чак и звезде са најдужим животним веком постепено умиру. Након тога, сви објекти у свемиру ће се охладити и (са могућим изузетком протона) постепено распасти назад на своје конститутивне честице, а затим на субатомске честице и веома нискоенергетске фотоне и друге основне честице, путем разних могућих процеса.

Следећи сценарији предложени су за коначну судбину свемира:

Сценарио		Опис
Топлотна смрт	Како се ширење наставља, свемир постаје већи, хладнији и разређенији; временом се све структуре коначно распадају на субатомске честице и фотоне.	У случају бесконачног наставка космичког ширења, густина енергије у свемиру ће се смањивати све док, након процењеног времена од 101000 година, не достигне термодинамичку равнотежу и ниједна структура више неће бити могућа. Ово ће се десити тек након изузетно дугог времена јер ће се прво један део (мање од 0,1%) материје урушити у црне рупе, које ће затим изузетно споро испарити путем Хокинговог зрачења. Свемир у овом сценарију ће престати да буде способан да подржава живот много раније од овога, након неких 1014 година или тако нешто, када престане формирање звезда., §IID У неким теоријама великог уједињења, распад протона након најмање 1034 година претвориће преостали међузвездани гас и звездане остатке у лептоне (као што су позитрони и електрони) и фотоне. Неки позитрони и електрони ће се затим рекомбиновати у фотоне., §IV, §VF У овом случају, свемир је достигао стање високе ентропије које се састоји од купатила честица и зрачења ниске енергије. Није познато, међутим, да ли он на крају постиже термодинамичку равнотежу., §VIB, VID Хипотеза о универзалној топлотној смрти потиче од идеја Вилијама Томсона (Лорда Келвина) из 1850-их, који је екстраполирао класичну теорију топлоте и иреверзибилности (како је оличено у прва два закона термодинамике) на свемир као целину.
Велико цепање	Ширење простора убрзава и у неком тренутку постаје толико екстремно да се чак и субатомске честице и ткиво простор-времена раздиру и не могу више постојати.	За било коју вредност садржаја тамне енергије у свемиру где је однос негативног притиска мањи од −1, стопа ширења свемира наставиће да расте без ограничења. Гравитационо везани системи, попут јата галаксија, галаксија, па на крају и Сунчевог система, биће растргани. На крају ће ширење бити толико брзо да ће превазићи електромагнетне силе које држе молекуле и атоме заједно. Чак ће и атомска језгра бити растргана. На крају, силе и интеракције чак и на Планковој скали — најмањој величини за коју појам „простор” тренутно има значење — више неће моћи да се одвијају јер се само ткиво простор-времена раздире, а свемир какав је данас познат завршиће у необичној врсти сингуларитета.
Велико смрскавање	Ширење се на крају успорава и зауставља, а затим преокреће како сва материја убрзава према свом заједничком центру. Тренутно се сматра вероватно нетачним.	Супротно сценарију „Великог цепања”, ширење свемира би се у неком тренутку преокренуло и свемир би се контраховао према врућем, густом стању. Ово је неопходан елемент осцилаторних сценарија свемира, попут цикличног модела, иако Велико смрскавање не имплицира нужно осцилаторни свемир. Тренутна запажања сугеришу да је овај модел свемира мало вероватно тачан, те да ће се ширење наставити или чак убрзати.
Нестабилност вакуума	Колапс квантних поља која подупиру све силе, честице и структуре, у другачији облик.	Космологија традиционално претпоставља стабилан или барем метастабилан свемир, али могућност лажног вакуума у квантној теорији поља имплицира да би свемир у било којој тачки у простор-времену могао спонтано да се уруши у стање ниже енергије (види нуклеацију мехурића), стабилнији или „прави вакуум”, који би се затим ширио према споља од те тачке брзином светлости.

На оваквој продуженој временској скали, такође се могу појавити екстремно ретки квантни феномени за које је мало вероватно да ће бити виђени на временској скали мањој од билиона година. Они такође могу довести до непредвидивих промена стања свемира које вероватно не би биле значајне на било којој мањој временској скали. На пример, на временској скали од милиона билиона година, црне рупе би се могле чинити као да испаравају готово тренутно, неуобичајени феномени квантног тунеловања чинили би се уобичајеним, а квантни (или други) феномени толико мало вероватни да би се могли догодити само једном у билион година, могли би се догодити много пута.

Види још

• Старост свемира
• Велика историја
• Космички календар
• Циклични модел
• Ера доминације тамне енергије
• Ентропија као стрела времена
• Ера доминације материје
• Ера доминације зрачења
• Временска линија далеке будућности
• Коначна судбина универзума

Спољашње везе

• Шаблон:Cite web
• Шаблон:Cite web
• Шаблон:Cite web
• Шаблон:Cite AV media
• Шаблон:Cite AV media
• Шаблон:Cite web
• Шаблон:Cite AV media
• Шаблон:Cite web
• Шаблон:Cite web