После расширения плотность высвобожденной распространившейся энергии стала меньше, но этого было достаточно для образования материи. Энергия может превращаться в материю согласно известному уравнению Эйнштейна: E = mc ², где E – энергия, m – превращенная масса, а c – скорость света. Первоначальная материя представляла собой «суп» из субатомных частиц, так называемых кварков – строительного материала для протонов и нейтронов, которые, в свою очередь, составляют ядро атома. Однако после расширения осталось еще много чистой энергии в форме фотонов и группы легких частиц – лептонов (электронов – отрицательно заряженных частиц, обращающихся вокруг атомного ядра и отвечающих за протекание электрического тока в проводниках, и нейтрино – обладающих практически нулевой массой частиц, которые прямо сейчас пролетают сквозь ваше тело совершенно незамеченными). Лептоны рассматриваются отдельно от более тяжелых частиц, так как они не могут собраться вместе и составить атомное ядро.
Температура была все еще слишком высокой, чтобы кварки могли соединиться, но следующие 10–5 секунд жизни Вселенной стали богатыми на события. Приблизительно в равных количествах в ней существовали вещество и то, что мы называем антивеществом (например, античастица электрона – позитрон, который обладает такой же массой, но имеет противоположный электрический заряд). После короткого сосуществования вещество и антивещество аннигилировали друг друга. При этом высвобождалось огромное количество энергии и оставалось немного материи. Ее было «чуть» больше – именно поэтому материя сейчас преобладает. Похоже, тогда же возникла и темная материя, которая, как полагают, составляет большую часть массы Вселенной (мы поговорим об этом позже). В последние моменты этого отрезка времени происходило группирование кварков, достаточно охладившихся для объединения в протоны и нейтроны. Но все же было еще слишком горячо, чтобы нейтроны и протоны смогли образовать атомные ядра, не говоря уже о целых атомах. Протоны и нейтроны называют адронами, поэтому последняя часть этих 10–5 секунд зовется эпохой адронов.
По прошествии этих 10–5 секунд температура оставалась довольно высокой, и у фотонов было достаточно много энергии, чтобы преобразовывать ее в материю и создавать лептоны. Но через секунду Вселенная охладилась, появление лептонов прекратилось, а созданные тогда лептоны сохранились до наших дней (кроме лептонов, созданных в ядерных реакциях). То, что происходило между 10–5 до 1 секунды после Большого взрыва, называют эпохой лептонов.
В промежутке примерно от 1 секунды до 100 секунд Вселенная достаточно охладилась, чтобы нейтроны и протоны смогли объединяться, образуя первые атомные ядра. Но свободный нейтрон по своей природе нестабилен и может распадаться на электрон и протон. Таким образом, по истечении этих 100 секунд нейтронов осталось не так много: из каждых 16 адронов лишь два были нейтронами, а остальные 14 – протонами. В этой порции из 16 адронов два нейтрона могли соединиться с двумя протонами и образовать ядро гелия. Оставшиеся 12 протонов образовали ядра водорода. Таким образом, гелий составлял четверть массы Вселенной (так как четыре из каждых 16 адронов стали гелием), а оставшиеся три четверти приходились на водород (его образовали 12 из каждых 16 адронов). Образовались и другие элементы, такие как литий и более тяжелые разновидности (изотопы) водорода (например, дейтерий, ядро которого содержит и нейтрон, и протон), но в очень малых количествах, потому что Вселенная охладилась слишком быстро, чтобы могло сформироваться большее количество этих веществ. То, что массовая доля элементов во Вселенной осталась неизменной с тех самых пор, а именно примерно 75 % водорода, 25 % гелия и крайне небольшое количество более тяжелых элементов (подробнее об этом ниже), является еще одним, причем успешно проверенным, аргументом в пользу теории Большого взрыва.
На протяжении последующих 100 000 лет Вселенная была еще слишком горячей, чтобы атомные ядра могли захватить электроны и образовать целый атом. Плотность материи и энергии фотонов была достаточно высокой, чтобы они «застряли» друг в друге. Это означает, что материя была слишком плотной и потому непрозрачной, а энергии было слишком много, чтобы позволить материи собраться в нечто большее, чем существующие отдельно друг от друга атомные ядра и электроны. Это время обычно называют радиационной эрой или стадией радиационного доминирования, так как Вселенная была пронизана фотонами. Примерно через 100 000 лет после Большого взрыва масса и плотность фотонов уменьшилась настолько, что свет смог отделиться от материи. А когда после Большого взрыва прошло около 380 000 лет, Вселенная достаточно охладилась, чтобы ядра смогли соединиться с электронами и образовать атомы. С этого момента начинается эра доминирования вещества, в которой мы в общем‑то и живем. Благодаря этому последнему соединению высвободилось большое количество энергии, остатки которой наблюдаются сейчас в виде реликтового излучения. Это окончательное соединение атомов и высвобождение энергии может содержать следы слегка небольшой комковатости кварковой плазмы после эпохи быстрого расширения. Таким образом, малые флуктуации яркости космического реликтового излучения – это сильно расширившиеся следы ранних флуктуаций плотности вещества.
По окончании стадии радиационного доминирования и высвобождения энергии от соединившихся атомов свет отделился от вещества, и Вселенная на 300 млн лет погрузилась во тьму. Этот период называется Темными веками. Коротко говоря, Вселенная остыла, и материя рассеялась настолько, что в тот период не было источников света.
В конце Темных веков слабые флуктуации в плотности водорода и гелия вызвали повышенное гравитационное притяжение к более плотным участкам, которые притягивали все больше вещества. Дополнительное количество вещества вызвало «сгущение» этих флуктуаций, увеличение массы и т. д., что впоследствии привело к появлению гравитационно‑связанных структур в форме огромных межзвездных облаков. В этих газовых облаках начали формироваться первые звезды.
По‑видимому, первые звезды состояли только из водорода и гелия, а их формирование обозначило окончание Темных веков – 300 млн лет после Большого взрыва. После того как самые массивные из первых звезд закончили свою эволюцию и взорвались, создав более тяжелые химические элементы (подробно об этом в следующей главе), более маленькие звезды начали формироваться в этих огромных межзвездных облаках, становясь гравитационно‑связанными системами – первыми галактиками, пик появления которых пришелся на период между 1–3 млрд лет после Большого взрыва. Хотя галактики во Вселенной разлетаются, они не находятся в состоянии полностью свободного плавания, их группы гравитационно связаны друг с другом, образуя скопления галактик. Сами эти скопления связаны друг с другом вдоль галактических нитей, пронизывающих нашу Вселенную. Сети этих нитей являются крупнейшими структурами во Вселенной, а в промежутках между ними
