Элемента́рная части́ца — собирательный термин, относящийся к микрообъектам в субъядерном масштабе, которые на данный момент на практике невозможно расщепить на составные части.
Аннигиля́ция — реакция превращения частицы и античастицы при их столкновении в какие-либо иные частицы, отличные от исходных.
Лепто́ны — фундаментальные частицы с полуцелым спином, не участвующие в сильном взаимодействии. Наряду с кварками и калибровочными бозонами лептоны составляют неотъемлемую часть Стандартной модели.
Большо́й взрыв — общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.
Рели́ктовое излуче́ние, косми́ческое сверхвысокочасто́тное фо́новое излуче́ние — равномерно заполняющее Вселенную тепловое излучение, возникшее в эпоху первичной рекомбинации водорода. Обладает высокой степенью изотропности и спектром, свойственным для абсолютно чёрного тела с температурой 2,72548 ± 0,00057 К.
Космоло́гия — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия.
Во́зраст Вселе́нной — время, прошедшее с начала расширения Вселенной.
Пла́нковская эпо́ха — в физической космологии, самая ранняя эпоха в истории наблюдаемой нами Вселенной, о которой существуют какие-либо теоретические предположения. Она продолжалась в течение планковского времени от нуля до 10−43 секунд. В эту эпоху, примерно 13,8 млрд лет назад, вещество Вселенной имело планковскую энергию (1019 ГэВ), планковский радиус (10−35 м), планковскую температуру (1032 К) и планковскую плотность (~1097 кг/м³).
Космологические модели — модели, описывающие развитие Вселенной как целого.
Бу́дущее Вселе́нной — вопрос, рассматриваемый в рамках физической космологии. Различными научными теориями предсказано множество возможных вариантов будущего, среди которых есть мнения как об уничтожении, так и о бесконечной жизни Вселенной.
Современные представления об основных этапах развития Вселенной основаны на следующих теориях:
- теории расширения Фридмана;
- теории Большого взрыва ;
- теории инфляции;
- иерархической теории формирования крупномасштабной структуры;
- теории звёздного населения.
В физической космологии электросла́бая эпо́ха — одна из эпох в ранней истории Вселенной. Между 10−32 и 10−12секунд после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электрослабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как бозон Хиггса и W-бозон, Z-бозон.
Большой отскок — космологическая гипотеза формирования Вселенной, вытекающая из циклической модели, или интерпретация теории Большого взрыва, согласно которой возникновение нашей Вселенной стало результатом распада некоей «предыдущей» Вселенной.
Электрослабая звезда — гипотетический астрономический объект, экзотическая звезда, в которой гравитационному коллапсу препятствует давление излучения, вызванное электрослабым горением, то есть энергия, выделяемая при преобразовании кварков в лептоны посредством электрослабых сил. Этот процесс должен происходить в ядре электрослабой звезды, массой приблизительно равной двум массам Земли и размерами сравнимом с яблоком. Если электрослабые звезды действительно существуют, то их ядра — это единственные места в современной вселенной, где материя стабильно находится в необычном состоянии, наблюдавшимся ранее лишь в краткий период после большого взрыва с 10−32 по 10−12 секунды, во время так называемой Электрослабой эпохи.
В физической космологии фото́нная эпо́ха, или эпо́ха фото́нов — это период в эволюции ранней Вселенной, в течение которого фотоны доминировали в энергии Вселенной. Фотонная эпоха началась после того, как большинство лептонов и антилептонов взаимно аннигилировались конце лептонной эпохи, примерно через 10 секунд после Большого взрыва. В процессе нуклеосиснтеза образовались атомные ядра — это произошло в течение первых нескольких минут фотонной эпохи. После первичного нуклеосинтеза Вселенная стала содержать горячую плотную плазму из атомных ядер, а также электронов и фотонов — наступила протонная эпоха.
В физической космологии адро́нная эпо́ха, или эпо́ха адро́нов — это период в эволюции ранней Вселенной, в течение которого в массе Вселенной доминировали адроны. Она началась примерно на 10−6 секунде после Большого взрыва, когда температура Вселенной спала достаточно, чтобы позволить кваркам из предыдущей кварковой эпохи соединяться в адроны. Изначально температура была достаточно высокой, чтобы образовались пары адрон/антиадрон, что удерживало материю и антиматерию в термальном равновесии. Однако со снижением температуры Вселенной пары адрон/антиадрон прекратили появляться. Большинство адронов и антиадронов после этого взаимно аннигилировали, после чего сохранился лишь небольшой остаток адронов. Разрушение антиадронов завершилось до первой секунды после Большого взрыва, когда началась следующая, лептонная эпоха.
В физической космологии кварковая эпоха, или эпоха кварков — это период в эволюции ранней Вселенной, когда фундаментальные взаимодействия, а именно гравитация, электромагнетизм, сильное взаимодействие и слабое взаимодействие, приобрели их сегодняшнюю форму, но температура Вселенной все ещё была слишком высокой, чтобы кварки могли объединяться и образовывать адроны. Кварковая эпоха началась примерно на 10−12 секунде после Большого взрыва, когда завершилась предыдущая электрослабая эпоха, поскольку электрослабое взаимодействие разделилось на слабое взаимодействие и электромагнетизм. В течение кварковой эпохи Вселенная была наполнена плотной, горячей кварк-глюонною плазмой, содержащей кварки, лептоны и их античастицы. Столкновения между частицами были слишком энергетичны, чтобы кварки могли соединяться в мезоны или барионы. Кварковая эпоха завершилась, когда Вселенной исполнилось около 10−6 секунды, и когда средняя энергия взаимодействия между частицами спала ниже энергии связи адронов. Следующий период, когда кварки стали объединяться в адроны, известен как адронная эпоха.
В физической космологии эпоха инфляции, или инфляционная эпоха — это период в эволюции ранней Вселенной, в течение которого, согласно теории инфляции, Вселенная претерпела чрезвычайно быстрое экспоненциальное расширение. Это быстрое расширение увеличило линейные измерения ранней Вселенной по меньшей мере в 1026 раз (возможно, ещё больше), таким образом увеличив его объём как минимум в 1078раз. Расширение в 1026 раз, для примера, эквивалентно увеличению объекта, начальная длина которого составляет 1 нанометр (10−9 метра, около половины ширины молекулы ДНК), до объекта длиной 10.6 светового года (около 100 триллионов километров).
В физической космологии протонная эпоха — это период в эволюции ранней Вселенной, между 3 мин и 379 тыс. лет после Большого Взрыва. В течение первых 20 минут протонной эпохи идет нуклеосинтез гелия, дейтерия, следов лития-7. Примерно через 70 тыс. лет после большого взрыва вещество начинает доминировать над излучением, что приводит к изменению режима расширения Вселенной. В конце протонной эпохи, примерно через 379 тыс. лет после Большого взрыва температура Вселенной спала до уровня, что ядра смогли захватывать электроны и создавать нейтральные атомы. Вселенная становится прозрачной для фотонов теплового излучения. Как результат, фотоны стали уже не так часто взаимодействовать с веществом, произошла рекомбинация начало распространяться фоновое космическое излучение, и впоследствии произошло формирование крупномасштабной структуры Вселенной.
Реликтовый нейтринный фон - фоновое излучение частиц нейтрино во Вселенной, сформировавшееся в течение одной секунды после Большого взрыва.
