Догалактичні етапи еволюції Всесвіту описують процеси, які відбувалися до утворення перших галактик. Це періоди в історії Всесвіту, які починаються з Великого вибуху і тривають до моменту, коли з’являються перші структури, такі як галактики, зірки та інші космічні об’єкти. Ось основні етапи догалактичної еволюції:
- Великий вибух (Big Bang) (~13.8 мільярдів років тому): Великий вибух став початком часу, простору і енергії. Це була надзвичайно гаряча і щільна фаза, коли всі частки та енергія Всесвіту були зосереджені в єдиній точці. Одразу після Великого вибуху почали розширюватися простір і час.
- Інфляція (Інфляційний період) (~10^-36 до ~10^-32 секунд після Великого вибуху): Це надшвидке розширення Всесвіту, яке відбулося майже миттєво після Великого вибуху. Інфляція пояснює, чому Всесвіт є таким однорідним і ізотропним на великих масштабах. Завдяки цьому процесу дрібні квантові коливання перетворилися на неоднорідності, які стали основою для формування структур у Всесвіті.
- Рекомбінація (Era of Recombination) (~370 000 років після Великого вибуху): Під час цього етапу температура Всесвіту знизилася настільки, що атоми водню змогли утворитися з протонів і електронів. Світло (електромагнітне випромінювання) стало здатним вільно поширюватися, створюючи так звану фонову космічну радіацію. Цей момент відомий як етап рекомбінації.
- Темний вік (Cosmic Dark Ages) (~370 000 років до ~1 мільярда років після Великого вибуху): Після рекомбінації Всесвіт був темним і холодним, оскільки ще не було зірок, які б освітлювали його. Цей період характеризується відсутністю джерел світла, і не було структур у вигляді зірок чи галактик.
- Формування перших зірок (Зоряна епоха) (~100 до 400 мільйонів років після Великого вибуху): Під впливом гравітації розпочався процес стиснення газу, що призвів до утворення перших зірок. Цей період називається “Епохою першого зіркопадіння”. Виникали перші масивні зірки, які були складені здебільшого з водню та гелію, і мали високу температуру.
- Розпочаток формування перших галактик (~400 мільйонів до 1 мільярда років після Великого вибуху): Перша генерація зірок сприяла утворенню перших галактик. Завдяки гравітаційним силам, газ та зорі згрупувалися в складніші структури, зокрема перші галактики. Цей процес тривав кілька сотень мільйонів років.
- Реконструкція структури Всесвіту: У цей час починається процес формування більших космічних структур, таких як супергалактики, скупчення галактик та філаменти космічної матерії. Великі неоднорідності, що виникли внаслідок квантових флуктуацій на етапі інфляції, призводять до формування великих космічних структур, які ми спостерігаємо сьогодні.
| Час після Великого Вибуху | Характерні температури (K) | Характерні відстані (см) | Етап / Подія |
| <10 -43 c | > 10 32 | <10 -33 | Квантовий хаос. Суперсиметрія (об’єднання всіх взаємодій). |
| 10 -43 з | 10 32 | 10 -33 | Планка момент. Відділення гравітаційної взаємодії. |
| 10 -43 – 10 -36 с | 10 32 – 10 28 | 10 -33 -10 -29 | Велике об’єднання (електрослабкої і сильної взаємодій). |
| 10 -36 з | 10 28 | 10 -29 | Кінець Великого об’єднання. Поділ сильного і електро-слабкої взаємодій. |
| 10 -36 – 10 -32 | 10 28 – 10 26 | 10 -29 – 10 -27 | Інфляція. Виникнення асиметрії між речовиною і антиречовиною. |
| 10 -10 з | 10 15 | 10 -16 | Кінець електрослабкої об’єднання. |
| 10 -6 з | 10 13 | 10 -14 | Кварк-адронний фазовий перехід. |
| 10 -10 -10 -4 з | 10 15 -10 12 | 10 -16 -10 -13 | Адронний ера. Народження і анігіляція адронів і лептонів. |
| 10 -4 – 10 з | 10 12 -10 10 | 10 -13 -10 -10 | Лептонний ера. Народження і анігіляція лептонів. |
| 0.1 – 1 з | 2 × 10 10 | 10 -11 | Відділення нейтрино. Всесвіт стає прозорою для нейтрино (антинейтрино). |
| 10 2 – 10 3 з | ~ 10 9 | 10 -10 -10 -9 | Дозвездной синтез гелію. |
| 10 с – 10 4 років | 10 10 – 10 4 | 10 -10 – 10 -5 | Радіаційна ера. Домінування випромінювання над речовиною. |
| 10 4 років | 10 4 | 10 -5 | Початок ери Речовини. Речовина починає домінувати над випромінюванням. |
| 300 000 років | 3 × 10 3 | 10 -4 | Поділ речовини і випромінювання. Всесвіт стає прозорою для випромінювання. |