Краткая история Вселенной

Планковское время: 10^-43 секунды. Через этот промежуток времени гравитацию можно рассматривать как классический фон, на котором развиваются частицы и поля, подчиняясь при этом законам квантовой механики. Область размером около 10^-33 см в поперечнике гомогенна и изотропна. Температура T=10³²K.
Начинается Инфляция. В хаотичной инфляционной модели Линде (Linde) инфляция начинается в момент Планковского времени, хотя она может начаться, когда температура упадет до той границы, при которой внезапно разрушится симметрия Великой теории объединения (GUT). Это происходит при температурах от 10²⁷ до 10²⁸K через 10^-35 секунд после Большого взрыва.
Инфляция заканчивается. Время равно 10^-33 секунды, температура по-прежнему 10²⁷ - 10²⁸K поскольку плотность энергии вакуума, которая разгоняет инфляцию, преобразуется в тепло. В конце инфляции скорость расширения так велика, что видимый возраст Вселенной [1/H] составляет лишь 10^-35 секунды. Благодаря инфляции, гомогенная область от Планковского момента времени имеет поперечник не менее 100 см, т.е. возросла более чем в 10³⁵ раз с момента Планковского времени. Однако, квантовые флуктуации в ходе инфляции создают участки негомогенности с низкой амплитудой и случайным распределением, имеющим одинаковую энергию во всех диапазонах.
Бариогенезис: небольшое различие в скоростях реакций для материи и антиматерии приводит к смеси, в которой содержится около 100,000,001 протонов на каждые 100,000,000 антипротонов (и 100,000,000 фотонов).
Вселенная растет и охлаждается до момента 0.0001 секунды после Большого взрыва и температуры около T=10¹³ K. Антипротоны аннигилируют с протонами, в результате чего остается только материя, но с очень большим количеством фотонов на каждый выживший протон и нейтрон.
Вселенная растет и охлаждается до момента в 1 секунду после Большого взрыва, температура T=10¹⁰ K. Вымораживаются слабые взаимодействия при отношении протон/нейтрон около 6. Гомогенный участок достигает к этому моменту размера 10^19.5 см.
Вселенная растет и охлаждается до момента 100 секунд после Большого взрыва. Температура 1 миллиард градусов, 10⁹ K. Аннигилируют электроны и позитроны, образуя еще более фотонов, тогда как протоны и нейтроны соединяются, образуя ядра дейтерия (тяжелого водорода). Большая часть ядер дейтерия объединяется с образованием ядер гелия. В конечном итоге имеется по массе около 3/4 водорода, 1/4 гелия; отношение дейтерий/протон равно 30 частей на миллион. На каждый протон или нейтрон присутствует около 2 миллиардов фотонов.
Через месяц после Большого взрыва ослабевают процессы, которые преобразуют поле излучения к спектру излучения абсолютно черного тела, теперь они отстают от расширения Вселенной, поэтому спектр реликтового излучения сохраняет информацию, относящуюся к этому времени.
Плотность материи сравнивается с плотность излучения через 56,000 лет после Большого взрыва. Температура 9000 K. Негомогенности темной материи могут начать сжиматься.
Объединяются протоны и электроны, образуя нейтральный водород. Вселенная становится прозрачной. Температура T=3000 K, время 380,000 лет после Большого взрыва. Обычная материя теперь может падать на облака темной материи. Реликтовое излучение с этого времени свободно путешествует до настоящего времени, поэтому анизотропия реликтового излучения дает картину Вселенной в то время.
Через 100-200 миллионов лет после Большого взрыва образуются первые звезды, и своим излучением вновь ионизируют Вселенную.
Взрываются первые сверхновые, наполняя Вселенную углеродом, азотом, кислородом, кремнием, магнием, железом, и так далее, вплоть до Урана.
Как собранные вместе облака темной материи, звезды и газ образуются Галактики.
Образуются скопления галактик.
4.6 милиарда лет назад образуется Солнце и Солнечная система.
Сегодня: Время 13.7 миллиардов лет после Большого взрыва, температура T=2.725 K. Гомогенный участок сегодня составляет не менее 10²⁹ см в поперечнике, что больше, чем наблюдаемая часть Вселенной.

Веселые описания (английский):