| 系列的一部分 |
| 物理宇宙學 |
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2015 年發表的研究估計，宇宙存在的最早階段發生在 138億年前，在 68% 的置信水準下，不確定性約為 2,100 萬年。[ 1 ]
−13 — – −12— – −11— – −10— – −9— – −8— – −7— – −6— – −5— – −4— – −3— – −2— – −1— – 0— |
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概述
時間順序分為五個階段
為了方便總結，可以方便地將宇宙自誕生以來的年表分為五個部分。通常認為在此年表之前時間是否存在是毫無意義或不清楚的：
極早期的宇宙
宇宙時間的第一個皮秒 （10 -12秒）包括普朗克紀元，[ 2 ]在此期間，目前建立的物理定律可能尚未適用；四種已知的基本相互作用或力分階段出現－首先是引力，然後是電磁、弱相互作用和強相互作用；以及由於宇宙膨脹而導致的宇宙加速膨脹。
這一階段宇宙中的微小漣漪被認為是後來形成的大規模結構的基礎。人們對極早期宇宙的不同階段有不同程度的了解。早期部分超出了粒子物理學實際實驗的掌握範圍，但可以將已知物理定律外推到極高溫度來探索。
早期宇宙
這個時期持續了大約37萬年。最初，各種亞原子粒子分階段形成。這些粒子包含幾乎等量的物質和反物質，因此其中大部分很快就會湮滅，在宇宙中留下少量多餘的物質。
大約一秒鐘，中微子解耦；這些中微子形成了宇宙中微子背景（CνB）。如果原初黑洞存在，它們也是在宇宙時間大約一秒鐘時形成的。複合亞原子粒子出現，包括質子和中子，從大約 2 分鐘開始，條件就適合核合成：大約 25% 的質子和所有中子融合 成較重的元素，最初是氘，它本身很快就融合成主要是氦 4。
到了 20 分鐘，宇宙的溫度不再足以進行核融合，但對於中性原子的存在或光子的傳播來說太熱了。因此它是不透明的 等離子體。
重組時期開始於約 18,000 年，此時電子與氦核結合形成He+
。大約 47,000 年時，[ 3 ]隨著宇宙冷卻，它的行為開始由物質而不是輻射主導。大約10萬年，中性氦原子形成後，氫化氦氣是第一個分子。很久以後，氫和氫化氦反應形成氫分子（H 2 ），這是第一批恆星所需的燃料。大約在37萬年時，[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]中性氫原子完成形成（「重組」），宇宙也第一次變得透明。新形成的原子——主要是氫和氦，還有微量的鋰——透過釋放光子（「光子去耦」）快速達到最低能態（基態），這些光子今天仍然可以作為宇宙微波背景（CMB）被檢測到。這是我們目前對宇宙最古老的直接觀測。
黑暗時代與大規模結構的出現
這個時期從 37 萬年到大約 10 億年。重組和解耦之後，宇宙是透明的，但氫雲只是非常緩慢地塌縮形成恆星和星系，因此光源很少，這些光源發出的輻射立即被氫原子吸收。宇宙中唯一的光子（電磁輻射，或稱為「光」）是在解耦過程中釋放的光子（今天可見的宇宙微波背景）和氫原子偶爾發出的21 公分無線電發射。這段時期被稱為宇宙黑暗時代。[需要引用]
在大約 2 億到 5 億年的某個時間點，最早一代的恆星和星系形成（確切的時間仍在研究中），早期的大型結構逐漸出現，被已經開始聚集在一起的泡沫狀暗物質 細絲所吸引整個宇宙。天文學上尚未觀測到最早一代的恆星。它們的質量可能非常大（100-300個太陽質量）並且是非金屬的，與我們今天看到的大多數恆星相比，它們的壽命非常短，因此它們通常會在數百萬年後完成氫燃料的燃燒並爆炸為高能量對不穩定 超新星。[ 9 ]其他理論表明，它們可能包括小恆星，有些可能至今仍在燃燒。無論哪種情況，這些早期的超新星創造了我們今天在我們周圍看到的大部分日常元素，並在宇宙中播下了它們的種子。
星系團和超星系團隨著時間的推移而出現。在某個時刻，來自最早的恆星、矮星系甚至類星體的高能量光子會導致一段再電離期，該期在大約250-5 億年之間逐漸開始，並在大約10 億年結束（確切的時間仍在研究中）。黑暗時代在大約10 億年才完全結束，當時宇宙逐漸過渡到我們今天看到的宇宙，但密度更大、更熱、恆星形成更強烈，並且更小的（特別是無棒的）螺旋和不規則宇宙更豐富。
雖然早期恆星尚未被觀測到，但自大爆炸以來的 3.29 億年以來，人們就已經觀測到了星系，其中詹姆斯·韋伯太空望遠鏡觀測到的JADES-GS-z13-0的紅移為z=13.2，距離134 億年前的紅移為z=13.2。[ 10 ] [ 11 ]JWST 的設計目的是觀測 z≈20（1.8 億年宇宙時間）。[需要引用]
為了從紅移推導出宇宙的年齡，可以使用數值積分或其涉及特殊高斯超幾何函數 2 F 1的閉式解： [ 8 ]
今天的宇宙
從 10 億年到大約 128 億年，宇宙看起來和今天很相似，並且在未來的數十億年裡它將繼續顯得非常相似。我們銀河系的薄盤在大約 50 億年（8.8 Gya ）時開始形成，[ 12 ]太陽系在大約 92 億年（4.6 Gya）時形成，地球上最早的生命證據出現在大約 100 億 年
隨著時間的推移，物質逐漸變薄，從而降低了引力減緩宇宙膨脹的能力；相較之下，暗能量（被認為是整個可見宇宙中的恆定標量場）是一個傾向於加速宇宙膨脹的恆定因素。大約五十十億年前，宇宙的膨脹已經過了一個拐點，當時宇宙進入了現代的“暗能量主導時代”，宇宙的膨脹現在是加速而不是減速。當今的宇宙已經被很好地了解，但在大約 1000 億年的宇宙時間（未來大約 860 億年）之後，我們不太確定宇宙將採取哪條路徑。[ 13 ] [ 14 ]
遙遠的未來與最終的命運
有一天，恆星時代將結束，因為恆星不再誕生，而宇宙的膨脹將意味著可觀測的宇宙僅限於局部星系。宇宙的遙遠未來和最終命運有多種場景。對當今宇宙的更準確的了解可能會讓我們更好地理解這些。
表格摘要
- 註：下表中的輻射溫度是指宇宙微波背景輻射，由 2.725 K ·(1 + z )給出 ，其中z為紅移。
| 時代 | 時間 | 紅移 | 輻射 溫度 （能量） [需要驗證] | 描述 |
|---|---|---|---|---|
| 普朗克紀元 | < 10 −43秒 | > 10 32 K ( > 10 19 GeV) | 普朗克尺度是物理尺度，超過該尺度當前物理理論可能不適用且不能用於可靠地預測任何事件。在普朗克時代，宇宙學和物理學被認為是由重力的量子效應主導的。 | |
| 大一時代 | < 10 −36秒 | > 10 29 K ( > 10 16 GeV) | 標準模型的三種力仍然是統一的（假設自然是由大統一理論描述的，不包括重力）。 | |
| 暴脹時期 電弱時期 | < 10 −32秒 | 10 28 K ~ 10 22 K (10 15 ~ 10 9 GeV) | 宇宙膨脹在 10 -36至 10 -32秒的時間內使空間膨脹了10 26倍。宇宙的溫度從大約 10 27開爾文降至 10 22開爾文。[ 15 ]強相互作用與電弱相互作用截然不同。 | |
| 弱電時代結束 | 10 −12 秒 | 10 15 K (150 GeV) | 在溫度低於 150 GeV 之前，粒子相互作用的平均能量足夠高，可以更簡潔地將它們描述為 W 1、 W 2、 W 3和 B 向量玻色子（電弱相互作用）與 H +、 H的交換− , H 0 , H 0⁎標量玻色子（希格斯交互作用）。在這張圖中，希格斯場的真空期望值為零（因此，所有費米子都是無質量的），所有電弱玻色子都是無質量的（它們還沒有包含希格斯場的分量而變得有質量），且光子（γ）尚不存在（它們將在相變後作為 B 和 W 3 玻色子的線性組合而存在，γ = B cos θ W + W 3 sin θ W，其中θ W是溫伯格角）。這些是大型強子對撞機中直接觀測到的最高能量。此時， 將成為可觀測宇宙的空間球體的半徑約為 300光秒（約 0.6天文單位）。 | |
| 夸克紀元 | 10 −12秒 ~ 10 −5秒 | 10 15 K ~ 10 12 K (150 GeV ~ 150 MeV) | 標準模型的力已重組為「低溫」形式：希格斯和電弱相互作用重新排列為大質量希格斯玻色子 H 0 ，大質量 W +、W –和 Z 0玻色子攜帶的弱力，以及無質量攜帶的電磁力光子。希格斯場具有非零的真空期望值，使得費米子具有巨大的質量。能量太高，夸克無法合併成強子，而是形成夸克-膠子等離子體。 | |
| 強子紀元 | 10 −5秒 ~ 1 秒 | 10 12 K ~ 10 10 K (150 MeV ~ 1 MeV) | 夸克被束縛成強子。早期階段的輕微物質-反物質不對稱（重子不對稱）導致反重子的消除。直到 0.1 秒，μ 介子和π 介子都處於熱平衡狀態，且數量比重子多出約 10:1。接近這個時代的末期，只剩下光穩定的重子（質子和中子）。由於輕子的密度夠高，質子和中子在弱力的作用下迅速相互轉變。由於中子質量較高，中子：質子之比（最初為 1:1）開始下降。 | |
| 中微子解耦 | 1秒 | 10 10 K （1 兆伏） | 中微子停止與重子物質相互作用，形成宇宙中微子背景。中子：質子之比結凍在大約 1:6。此時 將成為可觀測宇宙的空間球體半徑約為10光年。 | |
| 輕子時代 | 1秒～10秒 | 10 10 K ~ 10 9 K (1 MeV ~ 100 keV) | 輕子和反輕子保持熱平衡－光子的能量仍然足夠高，足以產生電子-正子對。 | |
| 大霹靂核合成 | 10秒～10 3秒 | 10 9 K ~ 10 7 K (100 keV ~ 1 keV) | 質子和中子結合成原始原子核：氫和氦4。也會形成微量的氘、氦 3和鋰 7。在這個時代結束時，將成為可觀測宇宙的空間球體體積半徑約為300光年，重子物質密度約為4克/m 3（約為海平面空氣密度的0.3%） ——然而，此時的大部分能量都是電磁輻射。 | |
| 光子紀元 | 10秒~ 370卡 | 10 9 K ~ 4000 K (100 keV ~ 0.4 eV) | 宇宙由原子核、電子和光子組成的等離子體組成；溫度太低，無法產生電子-正子對（或任何其他大質量粒子對），但溫度太高，無法使電子與原子核結合。 | |
| 重組 | 18 ka ~ 370 ka | 6000~1100 | 4000 K （0.4 eV） | 電子和原子核首先結合形成中性原子。光子不再與物質處於熱平衡狀態，宇宙首先變得透明。複合持續約100 ka，在此期間宇宙對光子變得越來越透明。宇宙微波背景輻射的光子就是在此時產生的。此時將成為可觀測宇宙的球形空間的半徑為 4,200 萬光年。此時的重子物質密度約為每公尺3 5 億個氫和氦原子，大約比今天高出十億倍。此密度對應於10 -17atm量級的壓力。 |
| 黑暗時代 | 370卡~150馬？ （僅完全結束約 1 Ga） | 1100~20 | 4000K～60K | 重組和第一顆恆星形成之間的時間。在此期間，唯一的光子來源是在氫線發射無線電波的氫。自由傳播的 CMB 光子很快（大約 300 萬年之內）紅移到紅外線，宇宙中沒有可見光。 |
| 恆星和星系的形成和演化 | 最早的星系：大約 300–400 Ma？ （第一顆恆星：類似或更早） 現代星系：1 Ga ~ 10 Ga （確切時間正在研究中） | 大約20起 | 約 60 K 起 | 已知最早的星系大約存在 380 Ma。星系從大約 1 Ga（紅移z = 6）開始合併成「原星團」 ，從 3 Ga （z = 2.1）開始合併成星系團，從大約 5 Ga （z= 1.2）開始合併成超星系團。請參閱：星系團和星系團列表、超星系團列表。 |
| 再電離 | 200 Ma ~ 1 Ga (具體時間正在研究中) | 20～6 | 60K～19K | 用望遠鏡觀測到的最遙遠的天體可以追溯到這個時期。截至2016年，觀測到的最遙遠的星係是GN-z11，紅移為11.09。最早的「現代」I族恆星就是在這個時期形成的。 |
| 目前時間 | 13.8鎵 | 0 | 2.7K | 目前可觀測到最遠的光子是 CMB 光子。它們來自半徑 460 億光年的球體。其內部的球形體積通常被稱為可觀測宇宙。 |
| 年表的替代細分（與上述幾個期間重疊） | ||||
| 輻射主導時代 | 從膨脹（~ 10 −32秒）~ 47 ka | > 3600 | > 10 4K | 在此期間，以光速或接近光速運動的無質量和近質量相對論成分（例如光子和中微子）的能量密度主導著物質密度和暗能量。 |
| 物質主導時代 | 47 ka ~ 9.8 Ga [ 3 ] | 3600~0.4 | 10 4K ~ 4K | 在此期間，物質的能量密度主導輻射密度和暗能量，導致宇宙膨脹減速。 |
| 暗能量主導時代 | > 9.8 鎵[ 13 ] | < 0.4 | <4K | 物質密度低於暗能量密度（真空能量），空間膨脹開始加速。這個時間正好與太陽系形成的時間和生命演化的歷史大致對應。 |
| 恆星時代 | 150 Ma ~ 100 Ta [ 16 ] | 20~-0.99 | 60K～0.03K | 從第III族恆星第一次形成到恆星形成停止之間的時間，所有恆星都以簡併殘餘物的形式存在。 |
| 遙遠的未來 | > 100 塔[ 16 ] | <-0.99 | <0.1K | 恆星時代將結束，因為恆星最終會死亡，而更少的恆星將誕生來取代它們，從而導致宇宙變得黑暗。各種理論提出了許多後續的可能性。假設質子衰變，物質最終可能蒸發進入黑暗時代（熱寂）。或者，宇宙可能會在大擠壓中崩潰。其他建議的結局包括假真空災難或大撕裂作為宇宙可能的結局。 |
大霹靂
宇宙學標準模型基於稱為弗里德曼-勒梅特-羅伯遜-沃克 (FLRW) 度量的時空模型。度量提供了物件之間距離的度量，如果假設空間的一些關鍵屬性（例如均勻性和各向同性）為真，則 FLRW 度量是愛因斯坦場方程式( EFE) 的精確解。 FLRW 指標與壓倒性的其他證據非常吻合，表明宇宙自大爆炸以來一直在膨脹。
如果假設 FLRW 度量方程式一直有效，可以追溯到宇宙的起源，那麼它們可以及時追溯到方程式表明宇宙中物體之間的所有距離為零或無窮小的點。 （這並不一定意味著宇宙在大爆炸時物理上很小，儘管這是可能性之一。）這提供了一個與當前所有物理觀測結果非常接近的宇宙模型。宇宙年表的這個初始階段稱為「大爆炸」。宇宙學標準模型試圖解釋在那一刻發生後宇宙的物理發展方式。
FLRW 度量的奇點被解釋為意味著當前的理論不足以描述大爆炸本身開始時實際發生的情況。人們普遍認為，正確的量子重力理論可以更正確地描述該事件，但目前還沒有發展出這樣的理論。在那一刻之後，整個宇宙的所有距離開始從（可能）零開始增加，因為 FLRW 度量本身隨著時間的推移而變化，影響著各地所有非束縛物體之間的距離。因此，有人說大爆炸「無所不在」。
極早期的宇宙
在宇宙時間的最初時刻，能量和條件是如此極端，以至於當前的知識只能暗示可能性，而結果可能是不正確的。舉一個例子，永恆暴脹理論認為暴脹在宇宙的大部分區域永遠持續，這使得「大爆炸後 N 秒」的概念難以定義。因此，最早的階段是一個活躍的研究領域，其基礎仍然是推測性的，並且隨著科學知識的提高而可能會被修改。
儘管在 10 −32秒左右強調了一個特定的「暴脹時期」，但觀察和理論都表明，自大爆炸那一刻起，空間中物體之間的距離一直在增加，並且仍在增加（除了受引力束縛的物體，例如星系和大多數星團，一旦膨脹速度大大減慢）。通貨膨脹時期標誌著規模發生非常迅速變化的特定時期，但並不意味著在其他時期保持不變。更準確地說，在通貨膨脹期間，擴張加速。暴脹之後，在大約 98 億年的時間裡，擴張速度要慢得多，而且隨著時間的推移變得更慢（儘管它從未逆轉）。大約40億年前，它再次開始稍微加速。
普朗克紀元
- 時間短於 10 −43秒（普朗克時間）
普朗克時代是傳統（非暴脹）大爆炸宇宙學中緊接著已知宇宙開始事件之後的一個時代。在這個時代，宇宙內的溫度和平均能量非常高，以至於亞原子粒子無法形成。塑造宇宙的四種基本力──引力、電磁力、弱核力和強核力──由一種基本力組成。在這種環境下，人們對物理學所知甚少。傳統的大爆炸宇宙學預測在此之前會出現引力奇點，即時空崩潰的情況，但該理論依賴廣義相對論，人們認為廣義相對論由於量子效應而在這個時代崩潰。[ 17 ]
在宇宙學的暴脹模型中，暴脹結束之前的時間（大爆炸後約 10 -32秒）並不遵循與傳統大爆炸宇宙學中相同的時間線。旨在描述普朗克時代的宇宙和物理學的模型通常是推測性的，屬於「新物理學」的範疇。例子包括哈特爾-霍金初始態、弦理論景觀、弦氣體宇宙學和火熱宇宙。
大一時代
- 大爆炸後10 −43秒到 10 −36秒之間[ 18 ]
隨著宇宙膨脹和冷卻，它跨越了轉變溫度，在該溫度下，力彼此分離。這些宇宙相變可以視覺化為類似於普通物質的凝結和凍結 相變。在一定的溫度/能量下，水分子會改變它們的行為和結構，它們的行為會完全不同。就像蒸氣變成水一樣，當溫度/能量低於某一點時，定義宇宙基本力和粒子的場也會完全改變它們的行為和結構。這在日常生活中並不明顯，因為它只發生在比當今宇宙中通常看到的溫度高得多的情況下。
宇宙基本力中的這些相變被認為是由稱為「對稱性破缺」的量子場現象引起的。
用日常術語來說，隨著宇宙冷卻，在我們周圍產生力和粒子的量子場有可能以較低的能階和較高的穩定性穩定下來。透過這樣做，他們徹底改變了互動方式。這些場會產生力量和相互作用，因此宇宙在相變上下的行為可能會非常不同。例如，在後來的時代，一個相變的副作用是，許多根本沒有質量的粒子突然獲得了質量（它們開始與希格斯場發生不同的相互作用），並且單一的力開始表現為兩個獨立的力量。
假設自然是用所謂的大統一理論（GUT）來描述的，那麼大統一時代就從這種相變開始，此時萬有引力與通用組合規範力分離。這導致現在存在兩種力：重力和電強相互作用。目前還沒有確切的證據顯示這種聯合力的存在，但許多物理學家相信它確實存在。這種電強相互作用的物理學將由大統一理論來描述。
大統一時代以第二次相變結束，電強相互作用依序分離，並開始表現為兩種獨立的相互作用，稱為強相互作用和電弱相互作用。
弱電時代
- 大爆炸後10 −36秒（或膨脹結束）至 10 −32秒之間[ 18 ]
根據紀元的定義方式以及所遵循的模型，弱電紀元可以被認為是在暴脹紀元之前或之後開始。在一些模型中，它被描述為包括通貨膨脹時期。在其他模型中，弱電時代據說是在暴脹時代結束後大約 10 -32秒開始的。
根據傳統的大爆炸宇宙學，電弱時代開始於大爆炸後 10 −36秒，當時宇宙的溫度足夠低（10 28 K），電核力開始表現為兩種獨立的相互作用，即強相互作用和強相互作用。 （電弱相互作用稍後也會分離，分為電磁相互作用和弱相互作用。）由於推測性和尚不完整的理論知識，電強對稱性破缺的確切點尚不確定。
通貨膨脹時代和空間的快速擴張
- 在c之前。大爆炸後10 −32秒
在宇宙極早期的這個階段，宇宙的體積被認為至少膨脹了 10 78倍。這相當於每個空間維度至少線性增加10 26倍——相當於一個長度為1分子寬度的一半DNAm-9（10奈米宇宙膨脹歷史的這個階段被稱為暴脹。
儘管已經提出了許多模型，但推動通貨膨脹的機制仍然未知。在幾個更突出的模型中，它被認為是由強相互作用和電弱相互作用的分離引發的，從而結束了大統一時代。這種相變的理論產物之一是稱為暴脹場的標量場。當這個場在整個宇宙中達到最低能量狀態時，它產生了巨大的排斥力，導致宇宙迅速膨脹。暴脹解釋了當前宇宙的幾個觀察到的特性，這些特性很難用其他方式解釋，包括解釋今天的宇宙如何在非常大的範圍內變得如此極其均勻（空間均勻），儘管它在最初階段是高度無序的。
目前尚不清楚暴脹時代結束的確切時間，但據信是在大爆炸後10 -33 秒至 10 -32秒之間。空間的快速膨脹意味著大統一時代留下的基本粒子現在在宇宙中分佈得非常稀疏。然而，暴脹時代結束時，暴脹場的巨大勢能被釋放，因為暴脹場衰變成其他粒子，稱為「再加熱」。這種加熱效應導致宇宙重新充滿了夸克、反夸克和膠子的緻密、熱混合物。在其他模型中，再加熱通常被認為標誌著電弱時代的開始，而一些理論，例如暖膨脹，完全避免了再加熱階段。
在大爆炸理論的非傳統版本（稱為「暴脹」模型）中，暴脹在相當於大爆炸後大約 10 −32秒的溫度下結束，但這並不意味著暴脹時代持續的時間少於10 −32秒。為了解釋觀測到的宇宙均勻性，這些模型中的持續時間必須長於 10 -32秒。因此，在暴脹宇宙論中，「大爆炸之後」最早有意義的時間就是暴脹結束的時間。
暴脹結束後，宇宙繼續膨脹，但速度正在減慢。大約40億年前，擴張又開始逐漸加速。這被認為是由於暗能量在宇宙的大尺度行為中佔據主導地位。今天它仍在擴張（並且加速）。
2014年3月17日，BICEP2合作的天文物理學家宣佈在B模式功率譜中偵測到暴脹重力波，這被解釋為暴脹理論的明確實驗證據。[ 19 ] [ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]然而，2014 年 6 月 19 日，人們對確認宇宙膨脹發現的信心降低了[ 22 ] [ 24 ] [ 25 ]，最後，在2015 年2月2 日，對 BICEP2/Keck 和普朗克歐洲航天局得出的結論是，統計“[數據]的顯著性太低，無法解釋為原始B 模式的檢測”，主要歸因於銀河系中的偏振塵埃。[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]
超對稱性破缺（推測）
如果超對稱性是宇宙的屬性，那麼它必須在不低於 1 TeV（電弱尺度）的能量下被打破。粒子及其超級夥伴的質量將不再相等。這種非常高的能量可以解釋為什麼從未觀察到已知粒子的超級夥伴。
早期宇宙
宇宙膨脹結束後，宇宙充滿了熱夸克-膠子等離子體，也就是再加熱的殘餘物。從那時起，人們對早期宇宙的物理學有了更好的理解，並且可以在粒子物理實驗和其他探測器中直接獲得 夸克時代涉及的能量。
電弱時代與早期熱化
- 從大爆炸後10 −22到 10 −15秒之間的任意位置開始，直到大爆炸後10 −12秒
膨脹後的某個時間，所產生的粒子經歷熱化，相互相互作用導致熱平衡。我們確信的最早階段是電弱對稱性破缺之前的某個時間，溫度約為 10 15 K，即大爆炸後約 10 -15秒。電磁相互作用和弱相互作用還沒有分離，規範玻色子和費米子還沒有透過希格斯機制獲得質量。然而，人們認為存在 奇怪的巨大粒子狀實體—sphalens 。
這個時代以電弱對稱性破缺結束，可能是透過相變。在粒子物理標準模型的一些擴展中，重子發生也發生在這個階段，造成物質和反物質之間的不平衡（儘管在這個模型的擴展中，這可能更早發生）。人們對這些過程的細節知之甚少。
熱化
透過與史蒂芬-玻爾茲曼定律類似的分析，每個粒子種類的數密度為：
- ,
大致就是。由於相互作用很強，橫截面大約是粒子波長的平方，大致為。因此，可以根據平均自由程計算每個粒子種類的碰撞率，大約給出：
- 。
為了進行比較，由於現階段宇宙學常數可以忽略不計，因此哈伯參數為：
- ,
其中x ~ 10 2是可用粒子種類的數量。[註1 ]
因此，H比每個粒子種類的碰撞率低幾個數量級。這意味著這個階段有足夠的時間進行熱化。
在這個時期，碰撞率與數密度的三次根成正比，因此， 在哪裡是尺度參數。然而，哈伯參數與。回到過去和更高的能量，並假設在這些能量下沒有新的物理現象，仔細的估計表明，當溫度為：[ 29 ]時，熱化首先可能發生
- ,
大爆炸後 約 10 −22秒。
電弱對稱性破缺
- 大爆炸後10 −12秒
隨著宇宙溫度持續降至159.5±1.5 GeV以下，電弱對稱性破缺發生。[ 30 ]據我們所知，這是宇宙形成過程中倒數第二次對稱性破缺事件，最後一次是夸克扇區的手性對稱性破缺。這有兩個相關的影響：
- 透過希格斯機制，所有與希格斯場相互作用的基本粒子都變得有質量，在較高能階時是無質量的。
- 作為副作用，弱核力和電磁力以及它們各自的玻色子（W 和 Z 玻色子和光子）現在開始在當前宇宙中以不同的方式顯現。在電弱對稱性破缺之前，這些玻色子都是無質量粒子，並在長距離內相互作用，但此時W 和Z 玻色子突然變成大質量粒子，僅在小於原子大小的距離上相互作用，而光子保持無質量，並保持長距離相互作用。
電弱對稱性破缺後，我們所知的基本相互作用——引力、電磁、弱相互作用和強相互作用——都已呈現出現在的形式，基本粒子也有了預期的質量，但宇宙的溫度仍然太高，無法穩定存在。（更準確地說，任何偶然形成的複合粒子幾乎都會立即因極端能量而再次破裂。）
夸克時代
- 大爆炸後10 −12秒到 10 −5秒之間
夸克紀元在大爆炸後大約 10 -12秒開始。這是早期宇宙演化中電弱對稱性破缺之後的時期，引力、電磁、強相互作用和弱相互作用的基本相互作用已經形成了現在的形式，但宇宙的溫度仍然太高，無法允許夸克結合在一起形成強子。[ 31 ] [ 32 ] [需要更好的來源]
在夸克時代，宇宙充滿了緻密的熱夸克-膠子等離子體，其中包含夸克、輕子及其反粒子。粒子之間的碰撞能量太大，夸克無法結合成介子或重子。[ 31 ]
當宇宙形成約 10 -5秒時，夸克時代結束，此時粒子相互作用的平均能量已降至最強強子π介子的質量以下。[ 31 ]
重子發生
- 或許 10 −11秒[需要引用]
重子是由三個夸克組成的亞原子粒子，例如質子和中子。預計重子和稱為反重子的粒子將以相同的數量形成。然而，事實似乎並非如此——據我們所知，宇宙中留下的重子遠多於反重子。事實上，在自然界中幾乎沒有觀察到反重子。目前尚不清楚這是如何發生的。對這一現象的任何解釋都必須允許與重子發生有關的薩哈羅夫條件在宇宙膨脹結束後的某個時間得到滿足。目前的粒子物理學提出了滿足這些條件的不對稱性，但這些不對稱性似乎太小，無法解釋觀察到的宇宙重子-反重子不對稱性。
強子紀元
- 大爆炸後10 −5秒到 1 秒之間
構成宇宙的夸克-膠子等離子體冷卻，直到形成強子，包括質子和中子等重子。最初，強子/反強子對可以形成，因此物質和反物質處於熱平衡狀態。然而，隨著宇宙溫度持續下降，新的強子/反強子對不再產生，新形成的強子和反強子對大部分相互湮滅，產生高能量光子對。當宇宙時間結束時，相對較小的強子殘留物保留在宇宙時間的約 1 秒處。
理論預測，每 6 個質子就會剩下 1 個中子，隨著時間的推移，由於中子衰變，這一比例會降至 1:7。這被認為是正確的，因為在後期，中子和一些質子融合，留下氫、一種稱為氘的氫同位素、氦和其他可以測量的元素。 1:7 的強子比例確實會產生早期和當前宇宙中觀測到的元素比例。[ 33 ]
中微子解耦和宇宙中微子背景（CνB）
- 大爆炸後約1秒
在大爆炸後大約 1 秒，中微子解耦並開始在太空中自由旅行。由於中微子很少與物質相互作用，因此這些中微子仍然存在，類似於大爆炸後約 37 萬年在重組過程中發出的宇宙微波背景輻射。這次事件產生的中微子能量非常低，大約是目前直接偵測到的中微子數量的10 -10倍。 [ 34 ]眾所周知，即使是高能中微子也很難探測到，因此這種宇宙中微子背景（CνB）可能很多年都無法直接詳細觀測到（如果有的話）。[ 34 ]
然而，大爆炸宇宙學對 CνB 做出了許多預測，並且有非常有力的間接證據表明 CνB 的存在，無論是來自氦豐度的大爆炸核合成預測，還是來自宇宙微波背景(CMB) 的各向異性。其中一項預測是，中微子將在宇宙微波背景中留下微妙的印記。眾所周知，CMB有違規行為。由於重子聲波振蕩的影響，一些宇宙微波背景波動的間隔大致規則。理論上，解耦中微子應該會對各種宇宙微波背景波動的相位產生非常輕微的影響。 [ 34 ]
2015年，有報告指出在CMB中檢測到了這種變化。此外，波動對應的中微子幾乎完全符合大爆炸理論預測的溫度（1.96±0.02K，與預測的1.95K相比），以及三種類型的中微子，與標準模型預測的中微子味道數量相同。 [ 34 ]
可能形成原初黑洞
- 可能發生在大爆炸後約 1 秒內
原初黑洞是1966 年提出的一種假設類型的黑洞， [ 35 ]，由於宇宙時間第一秒內的高密度和不均勻條件，它可能是在所謂的輻射主導時代形成的。隨機波動可能導致某些區域變得足夠稠密，從而發生引力塌縮，形成黑洞。目前的理解和理論對這些物體的豐度和質量施加了嚴格的限制。
通常，原始黑洞的形成需要大約 (10%)，其中是宇宙的平均密度。[ 36 ]在早期宇宙中，有幾種機制可以產生滿足這一標準的緻密區域，包括再加熱、宇宙相變和（在所謂的「混合暴脹模型」中）軸子暴脹。由於太初黑洞不是由恆星引力塌縮形成的，它們的質量可能遠低於恆星質量（~2×10 33 g）。史蒂芬霍金在 1971 年計算出，原始黑洞的質量可能小至 10 -5 g。[ 37 ]但它們可以有任何大小，因此它們也可能很大，並且可能有助於星系的形成。
輕子時代
- 大爆炸後 1 秒到 10 秒之間
大多數強子和反強子在強子紀末相互湮滅，留下輕子（如電子、μ子和某些中微子）和反輕子，主宰了宇宙的質量。
輕子紀元遵循與早期強子紀元相似的路徑。最初，輕子和反輕子是成對產生的。大爆炸後大約 10 秒，宇宙的溫度下降到不再產生新的輕子-反輕子對的程度，並且大多數剩餘的輕子和反輕子迅速相互湮滅，產生高能量光子對，並留下一小部分未湮滅的輕子殘餘物。[ 38 ] [ 39 ] [ 40 ]
光子紀元
- 大爆炸後 10 秒到 37 萬之間
當大多數輕子和反輕子在輕子時代結束時湮滅後，宇宙中的大部分質能以光子的形式留下。[ 40 ]（其質能的大部分以中微子和其他相對論粒子的形式存在。[需要引用]）因此，宇宙的能量及其整體行為由光子主導。這些光子繼續頻繁地與帶電粒子（即電子、質子和（最終）原子核）相互作用。在接下來的約 37 萬年裡，他們將繼續這樣做。
輕元素的核合成
- 大爆炸後 2 分鐘到 20 分鐘之間[ 41 ]
在大爆炸後大約 2 到 20 分鐘之間，宇宙的溫度和壓力允許發生核聚變，產生氫以外的一些輕元素的原子核（「大爆炸核合成」）。大約 25% 的質子和所有[ 33 ]中子聚變形成氘（一種氫同位素），而大部分氘快速聚變形成氦 4。
原子核在高於一定溫度時很容易解開（分裂），這與它們的結合能有關。從大約2分鐘開始，溫度的下降意味著氘不再解離，變得穩定，而從大約3分鐘開始，氦和氘聚變形成的其他元素也不再解離，變得穩定。[ 42 ]
持續時間短和溫度下降意味著只能發生最簡單和最快的聚變過程。除了氦之外，僅形成少量的原子核，因為較重元素的核合成很困難，即使在恆星中也需要數千年。[ 33 ]形成少量的氚（另一種氫同位素）和鈹-7和-8，但它們不穩定並很快再次消失。 [ 33 ]由於持續時間很短，少量的氘未被聚變。[ 33 ]
因此，大爆炸核合成結束時產生的唯一穩定核素是氕（單質子/氫核）、氘、氦3、氦4和鋰7。[ 43 ]以質量計算，所得物質約佔75%的氫核、25%的氦核，以及以質量計可能有10 -10的鋰7。其次最常見的穩定同位素是鋰 6、鈹 9 、硼 11、碳、氮和氧（「CNO」），但這些同位素的豐度預計在 10 15質量份中為 5 到 30 份，這使得它們成為基本上無法檢測到並且可以忽略不計。[ 44 ] [ 45 ]
早期宇宙中每種輕元素的數量可以從古老的星系中估算出來，並且是大爆炸的有力證據。[ 33 ]例如，大爆炸應該每 7 個質子產生大約 1 個中子，允許所有核子的 25% 聚變成氦 4（每 16 個核子產生 2 個質子和 2 個中子），這就是我們今天發現的數量，遠遠超過其他過程可以輕鬆解釋的數量。[ 33 ]同樣，氘極易聚變；任何替代解釋也必須解釋氘形成的條件是如何存在的，但同時也使一些氘未融合並且不會立即再次融合成氦。[ 33 ]任何替代方案也必須解釋各種輕元素及其同位素的比例。一些同位素，例如鋰 7，被發現的含量與理論不同，但隨著時間的推移，這些差異已透過更好的觀察得到解決。[ 33 ]
物質支配
- 大爆炸 47,000 年後
到目前為止，宇宙的大尺度動力學和行為主要由輻射決定，即那些相對論運動（以光速或接近光速）的成分，例如光子和中微子。[ 46 ]隨著宇宙冷卻，從大約 47,000 年（紅移z = 3600）開始，[ 3 ]宇宙的大尺度行為開始由物質主導。發生這種情況是因為物質的能量密度開始超過輻射的能量密度和真空能量密度。[ 47 ]大約或之後不久，47,000年，非相對論性物質（原子核）和相對論性輻射（光子）的密度變得相等，即金斯長度，它決定了可以形成的最小結構（由於引力和引力之間的競爭）壓力效應）開始下降，擾動不會被自由流 輻射消除，而是會開始增加幅度。
根據Lambda-CDM模型，到了這個階段，宇宙中的物質大約有84.5%是冷暗物質和15.5%是「普通」物質。有壓倒性的證據表明暗物質存在並主宰宇宙，但由於暗物質的確切性質仍不清楚，大爆炸理論目前並未涵蓋其形成的任何階段。
從此時起，在未來的數十億年裡，暗物質的存在加速了宇宙結構的形成。在早期宇宙中，暗物質在重力的作用下逐漸聚集成巨大的細絲，比普通（重子）物質塌縮得更快，因為它的塌縮不會因輻射壓力而減慢。這放大了宇宙膨脹留下的宇宙密度的微小不均勻性（不規則性）。隨著時間的推移，稍微稠密的區域會變得更稠密，而稍微稀薄（較空）的區域會變得更加稀薄。由於暗物質濃度的存在，普通物質最終會比其他物質更快地聚集在一起。
暗物質的特性使其能夠在沒有輻射壓力的情況下快速坍縮，也意味著它也不會因輻射而損失能量。失去能量對於粒子在超過某一點時塌縮成緻密結構是必要的。因此，暗物質會塌縮成巨大但分散的細絲和光暈，而不是恆星或行星。普通物質會因輻射而失去能量，在塌縮時會形成緻密的物體和氣體雲。
複合、光子解耦和宇宙微波背景 (CMB)
大爆炸後大約 37 萬年，發生了兩個相關的事件：重組的結束和光子解耦。重組描述了電離粒子結合形成第一個中性原子，解耦是指當新形成的原子進入更穩定的能量狀態時釋放的光子（“解耦”）。
就在重組之前，宇宙中的重子物質處於形成熱電離等離子體的溫度。宇宙中的大多數光子與電子和質子相互作用，並且在不與電離粒子相互作用的情況下無法傳播很長的距離。結果，宇宙是不透明的或「有霧的」。雖然有光，但我們看不見，也無法透過望遠鏡觀察到光。
從大約 18,000 年開始，宇宙已經冷卻到自由電子可以與氦原子核結合形成He 的程度。+
原子。中性氦核在大約 10 萬年開始形成，中性氫的形成在大約 26 萬年達到頂峰。[ 51 ]這個過程稱為重組。[ 52 ]這個名字有點不準確，是出於歷史原因而給出的：事實上，電子和原子核第一次結合。
大約十萬年，宇宙已經冷卻到足以形成第一個分子氫化氦的程度。 [ 53 ] 2019 年 4 月，該分子首次被宣佈在星際空間NGC 7027（該星系內的行星狀星雲）中被觀測到。 [ 53 ]（很久以後，原子氫與氫化氦反應產生分子氫，這是恆星形成所需的燃料。[ 53 ]）
直接在低能態（基態）結合的效率較低，因此這些氫原子通常與仍處於高能態的電子形成，一旦結合，電子就會以一個或多個光子的形式快速釋放能量，如下所示：它們轉變為低能狀態。這種光子的釋放稱為光子解耦。這些解耦光子中的一些被其他氫原子捕獲，其餘的則保持自由。重組結束時，宇宙中的大多數質子已經形成中性原子。從帶電粒子到中性粒子的這種變化意味著平均自由程光子可以在捕獲實際上變得無限之前傳播，因此任何尚未捕獲的解耦光子都可以長距離自由傳播（參見湯姆遜散射）。宇宙史上首次 對可見光、無線電波和其他電磁輻射變得透明。
| 這個盒子的背景接近解耦過程中釋放的光子的原始4000 K 顏色，然後它們發生紅移形成宇宙微波背景。當時，整個宇宙看起來就像是一片明亮發光的霧，其顏色與此類似，溫度為 4000 K。 |
這些新形成的氫原子釋放的光子最初的溫度/能量約為 4000 K 左右。這對於肉眼來說是可見的淺黃色/橙色，或“柔和的”白色。[ 54 ]自解耦以來的數十億年裡，隨著宇宙的膨脹，光子已經從可見光紅移到無線電波（對應於約 2.7 K 溫度的微波輻射）。紅移是指隨著宇宙數十億年的膨脹，光子獲得更長的波長和更低的頻率，從而逐漸從可見光轉變為無線電波。如今，這些相同的光子仍然可以作為無線電波被偵測到。它們形成了宇宙微波背景，並提供了早期宇宙及其發展的重要證據。
大約在重組的同時，電子重子等離子體中現有的壓力波（稱為重子聲振盪）在物質凝聚時嵌入到物質的分佈中，從而在大型物體的分佈中產生非常輕微的偏好。因此，宇宙微波背景是本紀元末期宇宙的圖景，包括暴脹過程中產生的微小波動（參見9年WMAP圖像），而宇宙中星係等物體的擴散則是宇宙膨脹過程中的微小波動的指示。宇宙隨著時間的推移而發展的規模和大小。[ 55 ]
黑暗時代與大規模結構的出現
- 大爆炸後 37 萬至約 10 億年[ 56 ]
黑暗時代
在重組和解耦之後，宇宙是透明的，並且已經冷卻到足以允許光長距離傳播，但沒有諸如恆星和星系之類的發光結構。當由於重力作用而形成緻密的氣體區域時，恆星和星係就形成了，而這在氣體密度接近均勻且達到所需規模的情況下需要很長時間，因此估計恆星可能已經存在了數百年。重組後數百萬年。
這個時期被稱為黑暗時代，開始於大爆炸後約 37 萬年。在黑暗時代，宇宙的溫度從約4000 K 冷卻至約60 K（3727 °C 至約-213 °C），並且僅存在兩種光子來源：重組/解耦過程中釋放的光子（作為中性氫）原子形成），我們今天仍然可以檢測到宇宙微波背景（CMB），以及中性氫原子偶爾釋放的光子，稱為中性氫的 21 厘米自旋線。氫自旋線處於微波頻率範圍內，在 300 萬年內，CMB光子已從可見光紅移到紅外光；從那時起直到第一顆恆星出現，沒有可見光光子。除了一些罕見的統計異常之外，宇宙確實是黑暗的。
第一代恆星，稱為第三族恆星，是在大爆炸後數億年內形成的。[ 57 ]這些恆星是重組後宇宙中第一個可見光源。結構可能在大約 1.5 億年開始出現，早期星系在大約 1.8 至 7 億年出現。[需要引用]隨著它們的出現，黑暗時代逐漸結束。由於這個過程是漸進的，黑暗時代直到大約 10 億年才完全結束，當時宇宙呈現出現在的樣子。[需要引用]
對恆星和星系最古老的觀測
目前，對恆星和星系最古老的觀測是在再電離開始後不久，像GN-z11（哈伯太空望遠鏡，2016）這樣的星系在z≈11.1（大約4億年宇宙時間）附近。[ 58 ] [ 59 ] [ 60 ] [ 61 ]哈伯的繼任者詹姆斯韋伯太空望遠鏡於2021 年12 月發射，旨在探測比哈伯暗淡100 倍的物體，並且其在宇宙歷史上要早得多，可追溯到紅移z≈20（約1.8億年宇宙時間）。[ 62 ] [ 63 ]這被認為早於第一個星系，大約是第一個恆星的時代。[ 62 ]
目前還正在進行一項觀測工作，以探測微弱的 21 公分自旋線輻射，因為原則上來說，它是研究早期宇宙的比宇宙微波背景更強大的工具。
最早的結構和恆星出現
- 大爆炸後約 1.5 億至 10 億年
宇宙中的物質大約有 84.5% 是冷暗物質，15.5% 是「普通」物質。自從物質主導時代開始以來，暗物質在重力的作用下逐漸聚集成巨大的擴散（擴散）細絲。由於暗物質濃度的存在，普通物質最終會比其他物質更快地聚集在一起。由於早期的重子聲振盪（BAO），當光子解耦時，它嵌入到物質的分佈中，因此在規則距離處它的密度也稍微高一些。與暗物質不同，普通物質可以透過多種途徑失去能量，這意味著當它坍縮時，它會失去原本將其分開的能量，並更快地坍縮成更緻密的形式。普通物質聚集在暗物質密度較大的地方，在這些地方它會塌縮成主要由氫氣組成的雲。第一批恆星和星係就是從這些雲中形成的。在眾多星系形成的地方，星系團和超星系團最終將出現。它們之間將出現幾乎沒有恆星的大空洞，標誌著暗物質變得不那麼常見的地方。
第一批恆星、星系、超大質量黑洞和類星體的確切時間，以及被稱為再電離時期的開始和結束時間以及進展仍在積極研究中，並定期發表新的發現。截至 2019 年：最早確認的星系（例如GN-z11）距今約 380-4 億年，顯示氣體雲凝結和恆星誕生速度快得驚人；對萊曼阿爾法森林以及古代物體發出的光的其他變化的觀察，使再電離的時間及其最終結束的時間得以縮小。但這些仍然是活躍研究的領域。
由於引力塌縮，大爆炸模型中的結構形成是分層進行的，較小的結構先於較大的結構形成。最早形成的結構是第一批恆星（稱為第三族恆星）、矮星系和類星體（它們被認為是明亮的早期活躍星系，包含一個被向內螺旋的氣體吸積盤包圍的超大質量黑洞）。在這個時代之前，宇宙的演化可以透過線性宇宙微擾理論來理解：也就是說，所有的結構都可以被理解為與完美均勻宇宙的微小偏差。這在計算上相對容易研究。此時，非線性結構開始形成，計算問題變得更加困難，例如涉及數十億粒子的N體模擬。莫斯科大劇院的宇宙學模擬是對這個時代的高精度模擬。
這些第三族恆星也負責將大爆炸中形成的少量輕元素（氫、氦和少量鋰）轉化為許多較重元素。它們可以很大，也可以很小，而且是非金屬的（除了氫和氦之外沒有其他元素）。與我們今天看到的大多數主序星相比，較大的恆星的壽命非常短，因此它們通常會在數百萬年後完成氫燃料的燃燒並爆炸為超新星，在反覆的世代中為宇宙播下更重的元素。它們標誌著恆星時代的開始。
到目前為止，還沒有發現第三族恆星，因此對它們的理解是基於它們形成和演化的計算模型。幸運的是，對宇宙微波背景輻射的觀測可以用來確定恆星真正開始形成的時間。對普朗克微波太空望遠鏡 2016 年此類觀測結果的分析得出的結論是，第一代恆星可能是在大爆炸後約 3 億年形成的。[ 64 ]
2010 年 10 月發現的UDFy-38135539是第一個觀測到的在接下來的再電離時期存在的星系，為我們提供了了解這些時代的窗口。隨後，萊頓大學的Rychard J. Bouwens和加州大學天文台/利克天文台的 Garth D. Illingworth 發現星系UDFj-39546284 的年齡甚至更老，距大爆炸約4.8 億年，即黑暗時代的一半左右（132 億年）幾年前。 2012 年 12 月，發現了第一批可追溯到再電離之前的候選星系，當時發現 UDFy-38135539、EGSY8p7和GN-z11 星系位於大爆炸後約380-5.5 億年，即134 億年前，距離約320 億光年（98 億秒差距）。[ 65 ] [ 66 ]
類星體提供了早期結構形成的一些額外證據。它們的光顯示出碳、鎂、鐵和氧等元素的存在。這證明，當類星體形成時，已經發生了大規模的恆星形成階段，其中包括足夠多代的第三族恆星以產生這些元素。
再電離
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隨著第一批恆星、矮星系和類星體逐漸形成，它們發出的強烈輻射使周圍宇宙的大部分重新電離；自重組和解耦以來，中性氫原子首次分裂回自由電子和質子的等離子體。
對類星體的觀測證明了再電離作用。類星體是活躍星系的一種形式，也是宇宙中觀測到的最發光的物體。中性氫中的電子具有吸收紫外線光子的特定模式，與電子能階相關，稱為萊曼系列。電離氫不具有這種電子能階。因此，穿過電離氫和中性氫的光顯示出不同的吸收線。星系際介質中的電離氫（特別是電子）可以透過湯姆遜散射來散射光，就像在重組之前一樣，但是宇宙的膨脹和氣體聚集成星系導致氫的濃度太低，不足以使宇宙在重組之前完全不透明。由於光從再電離過程中存在的結構到達地球的距離很遠（數十億光年），中性氫的任何吸收都會發生不同量的紅移，而不是一個特定的量，這表明當時的紫外線吸收何時發生了。這些特徵使得研究過去許多不同時間的電離狀態成為可能。
再電離開始於電離氫的“氣泡”，隨著時間的推移，氣泡變得越來越大，直到整個星系間介質被電離，此時中性氫的吸收線變得稀少。[ 67 ]吸收是由於宇宙的一般狀態（星系際介質）而不是由於穿過星系或其他緻密區域而引起的。[ 67 ]再電離可能早在z = 16（2.5 億年宇宙時間）時就開始發生，並在z = 9 或 10（5 億年）左右完成，剩餘的中性氫完全電離z = 5或6 （10億年），當顯示有大量中性氫的岡恩-彼得森槽消失時。直到今天，星系間介質仍然主要是電離的，除了一些剩餘的中性氫雲，這導致萊曼阿爾法森林出現在光譜中。
這些觀察縮小了再電離發生的時間段，但引起再電離的光子來源仍不完全確定。要電離中性氫，需要大於 13.6 eV 的能量，這對應於波長為 91.2 nm或更短的紫外光子，這意味著光源必須產生大量的紫外光和更高的能量。如果不持續提供能量使質子和電子分開，它們就會重新結合，這也限制了來源的數量和壽命。[ 68 ]由於這些限制，預計類星體和第一代恆星和星係是主要的能量來源。[ 69 ]目前從最重要到最不重要的主要候選者目前被認為是族 III 恆星（最早的恆星）（可能佔 70%），[ 70 ] [ 71 ]矮星系（非常早期的小型高能星系） （可能是30%），[ 72 ]以及類星體（一類活動星系核）的貢獻。[ 68 ] [ 73 ] [ 74 ]
然而，此時，由於宇宙的持續膨脹，物質變得更加分散。儘管中性氫原子再次被電離，但等離子體變得更加稀薄和擴散，光子散射的可能性也大大降低。儘管被再電離，但由於星系際介質的稀疏性，宇宙在再電離期間仍然基本上是透明的。隨著星際介質幾乎完全電離，再電離逐漸結束，儘管某些中性氫區域確實存在，形成了萊曼阿爾法森林。
2023 年 8 月，詹姆斯韋伯太空望遠鏡拍攝的極早期宇宙中黑洞和相關物質的圖像被報導和討論。[ 75 ]
星系、星團與超星系團
物質在引力的影響下繼續聚集在一起，形成星系。這時期的恆星，稱為第二族恆星，是在此過程的早期形成的，而較新的第一族恆星則較晚形成。引力也逐漸將星系互相拉近，形成星系團、星系團和超星系團。哈伯超深場觀測發現，在宇宙時間 8 億年（130 億年前），許多小星系合併形成更大的星系。[ 77 ]（這個年齡估計現在被認為稍微被誇大了）。[ 78 ]
帕薩迪納加州理工學院的理查德·埃利斯和他的團隊使用莫納克亞山上的10 米凱克II望遠鏡發現了距離我們約132 億光年的六個恆星形成星系，因此它們是在宇宙只有5 億年歷史時形成的。 [ 79 ]目前已知的這些極早期物體中只有大約 10 個。[ 80 ]最近的觀察顯示這些年齡比之前指出的要短。截至 2016 年 10 月觀測到的最遠星系GN-z11，據報導距離我們 320 億光年，[ 65 ] [ 81 ]透過時空膨脹（ z = 11.1；[ 65 ]同移距離）實現了這一巨大距離320億光年；[ 81 ]回溯時間為134億年[ 81 ]）。
現在和未來
數十億年來，宇宙的外觀與現在大致相同。在未來的數十億年裡，它仍將看起來相似。據估計，銀河系的銀盤形成於 8.8±17 億年前，但只有太陽的年齡（45.67 億年）是準確的。[ 82 ]
暗能量主導時代
- 大爆炸後約 98 億年
從大約98億年的宇宙時間開始，[ 13 ]宇宙的大尺度行為被認為在其歷史上第三次逐漸改變。在最初的 47,000 年裡，它的行為最初由輻射（光子和中微子等相對論成分）主導，自宇宙時間約 370,000 年以來，它的行為一直由物質主導。在物質主導的時代，宇宙的膨脹開始減慢，因為重力抑制了最初的向外膨脹。但從大約98億年的宇宙時間開始，觀測顯示宇宙的膨脹慢慢停止減速，而是逐漸開始再次加速。
雖然確切原因尚不清楚，但宇宙學家界認為這項觀察是正確的。到目前為止，最被接受的理解是，這是由於一種未知形式的能量造成的，這種能量被稱為「暗能量」。[ 83 ] [ 84 ]在這種情況下，「黑暗」意味著它不能被直接觀察到，但可以透過檢查它對宇宙的引力效應來推斷它的存在。正在進行研究以了解這種暗能量。暗能量現在被認為是宇宙中最大的單一組成部分，因為它約佔物理宇宙 整個質能的 68.3%。
暗能量被認為就像一個宇宙常數——一個存在於整個空間的標量場。與引力不同，這種場的影響不會隨著宇宙的增長而減弱（或只會緩慢減弱）。雖然物質和重力最初的影響較大，但隨著宇宙繼續膨脹，它們的影響很快就會減弱。隨著宇宙膨脹，宇宙中的物體最初被認為是分開的，但它們繼續分開，但它們向外的運動逐漸減慢。隨著宇宙變得更加分散，這種減慢效應變得更小。最終，暗能量的向外和排斥作用開始主導重力的向內拉力。從大約98億年的宇宙時間開始，空間的膨脹並沒有在重力的影響下放慢速度，甚至可能開始向內移動，而是開始以逐漸增加的速度緩慢地向外加速。
遙遠的未來與最終的命運
 |
宇宙的長期演化存在著幾種相互競爭的情境。其中哪一個會發生（如果有的話）取決於物理常數的精確值，例如宇宙常數、質子衰變的可能性、真空能量（即「空」空間本身的能量）以及自然常數。。
如果宇宙繼續膨脹並保持目前的形式，最終除了最近的星系之外的所有星係都將被空間膨脹以如此快的速度遠離我們，以至於可觀測的宇宙將僅限於我們自己的引力束縛的本地星系簇。從長遠來看（數萬億年、數千億年、宇宙時間之後），恆星時代將結束，因為恆星將不再誕生，甚至最長壽的恆星也會逐漸死亡。除此之外，宇宙中的所有物體都會冷卻並（質子可能除外）通過各種可能的過程 逐漸分解回其組成粒子，然後分解為亞原子粒子和非常低水平的光子和其他基本粒子。
最終，在極端的未來，宇宙的最終命運被提出了以下情景：
| 設想 | 描述 | |
|---|---|---|
| 熱寂 | 隨著膨脹的繼續，宇宙變得更大、更冷、更稀薄。隨著時間的推移，所有結構最終都會分解為亞原子粒子和光子。 | 在宇宙無限期持續膨脹的情況下，宇宙中的能量密度將會下降，直到估計101000年後達到熱力學平衡，並且不再可能有結構。這種情況只有在極長的時間後才會發生，因為首先，有些（小於0.1%）[ 86 ]物質會塌縮成黑洞，然後透過霍金輻射極其緩慢地蒸發。在這種情況下，宇宙將比這更早停止支持生命，大約10到14年後，當恆星形成停止時。[ 16 ]，§IID。在一些大統一理論中，質子衰變至少在10- 34年後會將剩餘的星際氣體和恆星殘骸轉化為輕子（如正電子和電子）和光子。然後一些正電子和電子將重新組合成光子。[ 16 ]，§IV，§VF。在這種情況下，宇宙已達到由粒子浴和低能量輻射組成的高熵狀態。然而尚不清楚它最終是否達到熱力學平衡。[ 16 ]，§VIB，VID。普遍熱寂假說源自於 1850 年代威廉湯姆森（開爾文勳爵）的想法，他將經典的熱理論和不可逆性理論（體現在熱力學前兩條定律中）外推到整個宇宙。[ 87 ] |
| 大撕裂 | 空間膨脹加速，在某些時候變得如此極端，甚至亞原子粒子和時空結構也被拉開而無法存在。 | 對於負壓比小於-1的宇宙暗能量含量的任何值，宇宙的膨脹率將繼續無限制地增加。受引力束縛的系統，例如星系團、星系，最終太陽系將被撕裂。最終，膨脹速度將如此之快，以至於克服將分子和原子結合在一起的電磁力。連原子核也會被撕裂。最後，隨著時空本身的結構和我們所知的宇宙被拉開，即使是普朗克尺度（「空間」概念目前具有意義的最小尺寸）上的力和相互作用也將不再能夠發生。以一種不尋常的奇點結束。 |
| 大緊縮 | 膨脹最終會減慢並停止，然後隨著所有物質加速朝向其共同中心而逆轉。目前認為可能是不正確的。 | 與「大撕裂」情景相反，宇宙的膨脹將在某個時刻逆轉，宇宙將收縮至熾熱、緻密的狀態。這是振盪宇宙場景（例如循環模型）的必需元素，儘管大擠壓並不一定意味著振盪宇宙。目前的觀察結果表明，這種宇宙模型不太可能是正確的，膨脹將繼續甚至加速。 |
| 真空不穩定 | 支撐所有力、粒子和結構的量子場塌縮成不同的形式。 | 宇宙學傳統上假設一個穩定或至少是亞穩定的宇宙，但量子場論中假真空的可能性意味著宇宙在時空中的任何一點都可能自發地塌縮成較低能量的狀態（參見氣泡成核），一種更穩定的狀態。[ 88 ] [ 89 ] [ 90 ] [ 91 ] [ 92 ] 結果是，支撐所有力、粒子和結構的量子場將轉變為更穩定的形式。新的力和粒子將取代我們所知的現有粒子、力和結構，其副作用是所有當前的粒子、力和結構都將被破壞，並隨後（如果可能的話）重組為不同的粒子、力和結構。 |
在這種極端的時間尺度下，也可能出現在小於數兆年的時間尺度上極不可能看到的極為罕見的量子現象。這些也可能導致宇宙狀態發生不可預測的變化，而這種變化在任何較小的時間尺度上都不太可能產生重大影響。例如，在數百萬萬億年的時間尺度上，黑洞可能看起來幾乎立即蒸發，不常見的量子隧道現像似乎很常見，而量子（或其他）現象則不太可能發生，以至於它們可能只發生萬億分之一。[需要引用]
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