<Р> A период от космологията частиците последвано квантовата възраст. Този срок започва в Т = 1 х 10 -11 секунди. Това е фазата, че учените могат да пресъздават в лабораторни условия с ускорители на частици. Това означава, че ние имаме някои данни от наблюдения върху това, което Вселената трябва да бъде като в този момент. The единна сила проби по компоненти. Силите на електромагнетизма и слабата ядрена сила се отделили. Фотоните числено превъзходство Област частици, но Вселената е твърде гъста за светлината да изгрее в него.
След това дойде периодът на стандартната космология, която започва 0,01 секунди след началото на Големия взрив. От този момент нататък, учените смятат, че има доста добра дръжка за това как Вселената еволюира. Вселената продължава да се разширява и се охлажда, и субатомните частици, образувани по време baryogenesis започнаха да се свържат заедно. Те формира неутрони и протони. По времето на пълно втори мина, тези частици може да образуват ядрото на леки елементи като водород (под формата на изотопното, деутерий), хелий и литий. Този процес е известен като нуклеосинтез. Но Вселената е била все още е твърде гъста и топла за електрони, за да се присъединят към тези ядра и формират стабилни атоми.
<Р> Това е натоварен първата секунда. На следващата страница, ние ще разберем какво се е случило през следващите 13 милиарда години.
Astronomy Domine <р> Казаха, че Вселената е хомогенна и изотропна е друг начин да се каже, че всяко място във Вселената, е същият като всеки друг един, и че няма специални или централно място за Вселената. Това често се нарича Коперник или космологичен принцип.
През следващите 13 милиарда години
<р> Много се е случило с това, че първата секунда от Големия взрив. Но това е само началото на историята. След 100 секунди, температура на Вселената се охлажда до 1 милиард градуса по Келвин (1 милиард градуса по Целзий, 1.8 милиарда град
