Éra záření je érou vesmíru následující po krátké fázi vývoje vesmíru zvané fyziky leptonová éra

Éra záření, další z fází vývoje mladého vesmíru

Éra záření následovala po leptonové éře a předcházela éru látky, která trvá dodnes. Éra záření začíná v čase asi 10 sekund po velkém třesku a končí asi 300 000 let po velkém třesku. Některé zdroje uvádějí konec éry záření v čase okolo 360 000 let, ve starší literatuře se objevují údaje okolo 700 000 let.

Oproti leptonové éře a hadronové éře se v éře záření podmínky ve vesmíru značně zmírnily. Hustota látky klesla z počátečních 10⁴ g / cm³ na 10^-21 g / cm³, teplota klesla z 5 × 10⁹ K na "pouhé" 3 000 K. V čase okolo 3 minut po velkém třesku, kdy klesá teplota vesmíru na "pouhou" miliardu K a hustota na asi 1 g / cm³ (což odpovídá hustotě vody), ustává již v leptonové éře nastartovaná primordiální nukleogeneze. Během této nukleogeneze vznikla jádra nejlehčích prvků - vodíku (H), hélia (He), lithia (Li), boru (B) a berylia (Be).

Ve vesmíru převažují v éře záření fotony a neutrina. Záření je v termodynamické rovnováze s látkou. Teprve na konci éry záření je tato termodynamická rovnováha narušena a záření se odpoutává od látky. Vesmír pro záření zprůhledněl, fotony přestaly být rozptylovány volnými elektrony. Toto záření má dnes teplotu okolo 2,4 K a pozorujeme jej jako mikrovlnné, tzv. reliktní záření. Dochází k fázovému přechodu a látka vesmíru (plazma) přechází do plynného skupenství.

Čtěte také: Hadronová éra, jedna z počátečních vývojových fází vesmíru

V éře záření je převážná část hmotnosti (energie) vesmíru představována elektromagnetickým zářením. Odsud také název této éry - éra záření. Na konci éry záření klesá energie fotonů natolik, že již nedokáží ionizovat atomy vzniklé během primordiální nukleogeneze. Probíhá deionizace a vznikají elektricky neutrální - tedy stabilní atomy vodíku (asi 75 %) a hélia (asi 25 % + několika dalších prvků v nepatrných koncentracích).

Za zmínku stojí také skutečnost, že veškeré deuterium, které ve vesmíru dnes pozorujeme, muselo vzniknout během primordiální nukleogeneze během leptonové éry a v prvních minutách éry záření. Deuterium nemohlo vzniknout v jádrech hvězd, protože v nich se naopak rychle spaluje.

Fúze těžších prvků Mendělejevovy tabulky mohla nastat až v jádrech prvních hvězd. Pro jejich syntézu během primordiální nukleogeneze nebyly vhodné podmínky - nejprve byl vesmír příliš horký, později zase příliš chladný a řídký. Což je na druhou stranu dobře, protože kdyby zůstal vesmír horký a hustý o něco déle, všechna lehká jádra by se rychle sloučila do podoby těžkých jader (až po železo) a první (i dnešní) hvězdy by neměly co - "žrát". Nezbylo by pro ně palivo, kterým je vodík a hélium.

Produkce lehkých prvků (vyjma He) závisí na hustotě látky a koncentraci nukleonů. Zjištěním relativního zastoupení těchto prvků v dnešním vesmíru lze extrapolovat podmínky ve vesmíru během primordiální nukleosyntézy a určit poměr fotonů a nukleonů v těchto raných fázích vývoje našeho vesmíru.

Další související články: