宇宙の年表

宇宙の年表は、ビッグバン宇宙論に従って宇宙の歴史と未来を説明します。

2015年に発表された研究では、宇宙の最も初期の段階は138億年前に起こったと推定されており、 68%の信頼度で約2100万年の不確実性があるとされています。[ 1 ]

背景

拡大

現在受け入れられている宇宙の歴史モデルは、ビッグバンの概念に基づいています。宇宙は高温高密度で始まり、その後膨張して冷えていきます。膨張の各主要段階では、様々な粒子が相互作用します。宇宙が膨張するにつれて密度は低下し、一部の粒子間の相互作用は重要ではなくなります。宇宙の性質は変化します。さらに、膨張の速度自体は存在する粒子の性質に依存しており、宇宙論と素粒子物理学の間に相互作用を生み出します。[ 2 ] : 71

時間

宇宙赤方偏移による銀河系外観測の遡及時間（z=20まで）。[ 3 ]

宇宙論では、時間と空間はつながっており、空間は時間の経過に伴って膨張します。空間の各点（例えば銀河）の時間は、その点における仮想的な時計によって一意に定義できます。これらの時計は、宇宙が膨張するにつれて空間の各点とともに動き、遠い過去の一点に同期しています。遠方の銀河からの光は過去に放射され、光速で移動します。遠方の銀河に関する知識は、ルックバック時間と呼ばれるある時点に限定されます。遠方の点からの旅の途中で、宇宙は膨張し続け、その途中で光の波長が引き伸ばされます。この効果は宇宙赤方偏移と呼ばれます。[ 4 ]：72 赤方偏移は、入射光を既知の分光線と比較することで測定でき、得られた値は放射源までの共動距離と関連付けることができます。[ 5 ]したがって、宇宙の年代学に関する実験的な知識は、遠方の光を観測することによって得られます。[ 4 ]：89

概要

NASAの図は、インフレーションから現在までの宇宙の歴史を示しています。[ 6 ]

宇宙の年代記は5つの部分に分けられます: [ 7 ] : 4.1

  • インフレーションは、実験的証拠によって裏付けられた最初の時代であり、エネルギーが粒子に変換されて終わる指数関数的な膨張の時代である。
  • クォークスープ、最初の粒子が冷えて合体し、暗黒物質が形成され、
  • ビッグバン元素合成では、核子の結合により最初の原子核が形成され、
  • 重力は宇宙の構造を構築し、密度の減少により物質が放射線よりも優位になり膨張を制御できるようになり、光子が分離して宇宙背景放射線を形成し、重力の引力により星、銀河、銀河団が形成されます。
  • 宇宙の加速と継続的な膨張により、暗黒エネルギーが重力を克服し、より大きな構造を阻害します。

これらの大きなサブセクションには、多くの出来事と変遷が含まれています。古いモデルでは、異なる用語や強調点を用いて、異なる方法で年表を区分していました。

表形式の要約

現代の宇宙論的年表[ 8 ] : 71 は 、確固たる観測的証拠によって裏付けられた最古の時代であるインフレーションから始まる。それより前の時代は非標準宇宙論とみなされ、未だ検証されていない多くの研究の対象となっている。[ 9 ]

記事のサブセクション 宇宙時間[ 2 ] : 72 赤方偏移温度[ 2 ] : 72 説明
インフレーション未知 適用できない 宇宙のインフレーションは、10の26乗倍の空間を10の-36乗から10の-32乗秒のオーダーで膨張させる。[ 10 ]
再加熱未知 未知 インフレーション場のエネルギーを標準模型の粒子の熱浴に変換し、ホットビッグバンを引き起こす。多くのメカニズムが提案されている。[ 11 ]
バリオジェネシス未知 未知 物質と反物質は、10の10乗の対ごとに1つの余分な物質粒子から生成されます。これらの対は消滅し、光子を生成して物質粒子を残します。多くのメカニズムが提案されていますが、どれか1つを決定づける観測はありません。[ 8 ]：7
電弱相転移20 × 10 −12 秒20 × 10 15> 10 15  K (150 GeV/ k B ) 強い相互作用は電弱相互作用とは区別される。物質粒子は質量を持つ。[ 8 ]：6 観測可能な宇宙となる空間の球面は、この時点で半径 約300光秒（約0.6  au ）である。
量子色力学相転移20 × 10 −6 秒10 1210 15 K – 10 12 K (150 GeV/ k B – 150 MeV/ k B )物質粒子のクォーク・グルーオンプラズマはハドロンに合体する。ハドロンの多くは陽子、中性子、パイ中間子である。[ 8 ] : 6
ニュートリノ分離1秒 6 × 10 910 10 K (1 MeV/ k B ) ニュートリノはバリオン物質との相互作用をやめ、宇宙ニュートリノ背景を形成する。[ 8 ]：6 観測可能な宇宙となる空間の球体はこの時点で半径 約10光年である。
電子-陽電子消滅6秒2 × 10 910 10 K – 10 9 K (1 MeV/ k B – 100 keV/ k B )温度が下がると、光子は電子と陽電子の対を生成するのに十分なエネルギーを持たなくなります。電子と陽電子は消滅し、光子だけが残ります。[ 8 ]：87
ビッグバン元素合成10秒～1000秒[ 12 ]4 × 10 810 9 K – 10 7 K (0.1 MeV/ k B – 1 keV/ k B )陽子と中性子は、原始原子核である水素とヘリウム4に結合します。微量の重水素、ヘリウム3、リチウム7も形成されます。この時代の終わりには、観測可能な宇宙となる球状の空間の半径は約300光年、バリオン物質の密度は1立方メートルあたり4グラム（海面空気密度の約0.3%）程度になります。しかし、この時点でのエネルギーの大部分は電磁放射です。
組み換え29万年前～37万年前 1090～1270年 4000 K (0.4 eV/ k B ) 電子と原子核はまず結合して中性原子を形成します。光子はもはや物質と熱平衡状態ではなく、宇宙は初めて透明になります。再結合は約10万年続き、その間に宇宙は光子に対してますます透明になっていきます。宇宙マイクロ波背景放射の光子はこの時に発生します。観測可能な宇宙となる球状の空間の半径は、この時点で4200万光年です。この時点でのバリオン物質の密度は、1立方メートルあたり約5億個の水素原子とヘリウム原子で、現在の約10億倍に相当します。この密度は、10 −17気圧のオーダーの圧力に相当します。
暗黒時代370 ka – 150 Ma? (約1 Ga までに完全に終了する) 1100～204000 K～60 K再結合から最初の星の形成までの期間。この期間、唯一の光子源は水素線で電波を発する水素であった。自由に伝播するCMB光子は急速に（約300万年以内に）赤方偏移して赤外線となり、宇宙は可視光が欠如していた。
星と銀河の形成と進化最古の銀河：約3億～4億年前？（最初の星：同時期またはそれ以前）現代の銀河：1億～10億年前（正確な時期は調査中） 20歳くらいから 約60Kから 最も古い銀河は、約2億8000万年前までに存在していたことが知られています。[ 13 ]銀河は、約1億年前（赤方偏移z = 6 ）から「原始銀河団」へと合体し、約3億年前（z = 2.1）から銀河団へと、約5億年前（z = 1.2）から超銀河団へと合体しました。参照：銀河群と銀河団の一覧、超銀河団の一覧。
再イオン化2億年～1億年（正確な時期は調査中） 20 – 6 60K – 19K望遠鏡で観測できる最も遠方の天体はこの時期に遡ります。2025年6月現在、観測されている最も遠方の銀河はMoM-z14で、赤方偏移は14.44です。最も初期の「現代的」な種族Iの恒星はこの時期に形成されました。
現在13.8ガロン 0 2.7キロ 現時点で観測可能な最も遠い光子はCMB光子です。CMB光子は半径460億光年の球面から到来します。その球面状の体積は、一般的に観測可能宇宙と呼ばれます。
年代記の代替区分（上記の期間のいくつかが重複する）
放射線支配の時代インフレーション（約10 −32秒）から – 47 ka> 3600 > 10 4Kこの間、光速かそれに近い速度で移動する光子やニュートリノなどの質量がない、または質量がほぼない相対論的成分のエネルギー密度が、物質密度と暗黒エネルギーの両方を支配します。
物質支配の時代47ka – 98Ga [ 14 ] : 96 3600 – 0.410 4K – 4Kこの間、物質のエネルギー密度が放射線密度と暗黒エネルギーの両方を支配し、宇宙の膨張が減速します。
ダークエネルギー支配の時代> 9.8 Ga [ 14 ] : 96 0.4未満 4K未満 物質密度が暗黒エネルギー密度（真空エネルギー）を下回り、宇宙の膨張が加速し始める。この時期は、太陽系の形成と生命の進化史とほぼ一致する。
星の時代1億5000万年前～1億年前[ 15 ]20 – −0.9960 K – 0.03 K種族 III の星が最初に形成されてから、星形成が停止し、すべての星が縮退残骸の形で残るまでの時間。
遠い未来> 100 Ta [ 15 ]< −0.99 0.1 K未満 星の時代は、星が最終的に死に、それらを置き換える星の数が減り、宇宙が暗黒化するにつれて終わりを迎えます。様々な理論が、その後のいくつかの可能性を示唆しています。陽子崩壊を想定すると、物質は最終的に蒸発して暗黒時代（熱的死）を迎える可能性があります。あるいは、ビッグクランチによって宇宙が崩壊する可能性もあります。その他の終焉の可能性としては、偽の真空大惨事やビッグリップなどが挙げられます。

インフレーション

ビッグバン後約10 −32秒前

宇宙の非常に初期の段階では、宇宙は少なくとも10 26時間のオーダーで10 −36 秒。現在観測可能なすべての銀河の質量エネルギーはすべて、半径約約4 × 10 −29  mで膨張し、その後インフレーションの終わりまでに半径約0.09mの球体に成長しました。[ 14 ] : 202 宇宙膨張史のこの段階はインフレーションと呼ばれています[ 16 ] : 3 またはインフレーション時代と呼ばれることもあります。[ 17 ]

インフレーションは、今日の宇宙が、宇宙全体で物質が空間的に均一であるのではなく、銀河や銀河団のような物質の集中している状態にあることを説明します。[ 4 ]：324 インフレーションによって増幅された宇宙の微小な量子ゆらぎは、はるか後に形成された大規模構造の基礎であると考えられています。[ 18 ]：2

インフレーションを引き起こしたメカニズムは未だ解明されていないが、多くのモデルが提唱されている。いくつかの有力なモデルでは、大統一時代を終焉させた強い相互作用と電弱相互作用の分離によって引き起こされたと考えられている。この相転移の理論的産物の一つは、インフレーション場と呼ばれるスカラー場である。[ 19 ]この場が宇宙全体で最低エネルギー状態に落ち着くと、巨大な反発力が発生し、宇宙の急速な膨張につながった。

急速な膨張は、インフレーション以前の時代から残っている潜在的な粒子（または位相欠陥などの他の「不要な」アーティファクト）が、今では宇宙全体に非常に薄く分布していることを意味しました。

再加熱

インフレーション期がいつ終了したかは正確には分かっていませんが、ビッグバンから10 −33秒後から10 −32秒後の間と考えられています。宇宙の急速な膨張により、大統一期から残っていた素粒子は宇宙全体に非常に薄く分布し、それらに関連付けることができる物理的な温度は存在しなくなりました。[ 16 ]しかし、インフレーション期の終わりに、インフレーション場が他の粒子に崩壊した際に、インフレーション場の大きな位置エネルギーが解放されました。これは再加熱として知られています。この加熱効果により、宇宙は標準モデルの粒子の高密度で高温の混合物で再び満たされました。

インフレーションの終焉後、宇宙は膨張を続けました。当時メロンほどの大きさだった領域は、現在では観測可能な宇宙全体にまで拡大しました。[ 16 ]

バリオジェネシス

おそらく10 −11秒

重粒子は陽子や中性子などの原子核より小さい粒子で、3つのクォークから構成されています。重粒子と反重粒子と呼ばれる粒子は、同数ずつ形成されたと考えられます。しかし、自然界では反重粒子はほとんど観測されていません。この現象がどのようにして生じたのかは明らかではありません。この現象を説明するには、宇宙のインフレーション終結後のある時点で、重粒子生成に関連するサハロフ条件が満たされたと仮定する必要があります。現在の素粒子物理学では、これらの条件が満たされる非対称性が示唆されていますが、これらの非対称性は、観測されている宇宙の重粒子-反重粒子非対称性を説明するには小さすぎるようです。

理論によれば、陽子6個に対して中性子1個程度が残り、中性子崩壊により時間の経過とともにその比率は1:7に低下すると予測されています。これは、後期段階で中性子と一部の陽子が融合し、水素、水素同位体である重水素、ヘリウム、その他の元素が残り、これらは測定可能なため、正しいと考えられています。ハドロンの比率が1:7であれば、初期宇宙と現在の宇宙で観測されている元素比率は確かに得られるはずです。[ 20 ]

ホットビッグバン

強力な観測的・理論的裏付けを持つ宇宙の年代学の物理モデルは、ホットビッグバンモデルと呼ばれている。[ 8 ] : 71 この概念には、宇宙の初期の状態が極端な温度と密度で起こり、その後今日まで膨張が続いていることが含まれる。従来の物理学を用いたビッグバンモデルの高精度版であるラムダCDMは、さまざまな天体物理学的観測と一致する。[ 21 ]この概念は、ゼロ時間に外挿されない。[ 22 ]標準宇宙論モデルでは、初期状態はインフレーションと呼ばれるプロセスによって設定される。最も初期の現象の相対的なタイムラインは不明瞭である。インフレーションの前に起こるプロセスに関する推測は、標準宇宙論の外側と見なされる物理学に関係している。

電弱相転移

ビッグバンから10 −12秒後

宇宙の温度が下がり続けるにつれて159.5 ± 1.5  GeV/ k Bで、電弱対称性の破れが起こった。[ 23 ]我々の知る限り、これは宇宙形成における最後から2番目の対称性の破れであり、最後の破れはクォークセクターにおけるカイラル対称性の破れである。これは2つの関連する効果をもたらす。

  1. ヒッグス機構により、ヒッグス場と相互作用するすべての素粒子は、高エネルギーレベルでは質量がゼロであったものが質量を持つようになった。
  2. 副作用として、弱い核力と電磁力、そしてそれぞれのボソン（Wボソン、Zボソン、光子）は、現在の宇宙において異なる形で現れ始めました。電弱対称性の破れ以前は、これらのボソンはすべて質量のない粒子であり、長距離で相互作用していましたが、この時点でWボソンとZボソンは突如として質量を持つ粒子となり、原子サイズよりも小さい距離でのみ相互作用するようになりました。一方、光子は質量がなく、長距離相互作用を続けました。

電弱対称性の破れ後、私たちが知る基本的な相互作用（重力、電磁気、弱い相互作用、強い相互作用）はすべて現在の形を取り、基本粒子は予想通りの質量を持ちましたが、宇宙の温度は依然として高すぎたため、現在宇宙で見られる粒子の多くが安定して形成されることは不可能でした。そのため、陽子も中性子も存在せず、したがって原子、原子核、分子も存在しませんでした。（より正確には、偶然に形成された複合粒子は、極度のエネルギーによってほぼ即座に再び崩壊しました。）

量子色力学相転移

ビッグバンから10 −12秒後から10 −5秒後の間

宇宙のインフレーションが終焉した後、宇宙は再加熱の残骸である高温のクォーク・グルーオン・プラズマで満たされました。この時点以降、初期宇宙の物理ははるかに深く理解され、クォーク時代に関与したエネルギーは素粒子物理学の実験やその他の検出器によって直接測定できるようになりました。[ 16 ] : 5

クォーク時代はビッグバンから約10 −12秒後に始まった。これは初期宇宙の進化における、電弱対称性の破れ直後の時期であり、重力、電磁気、強い相互作用、弱い相互作用といった基本的な相互作用が現在の形をとっていたが、宇宙の温度はまだ高すぎてクォークが結合してハドロンを形成することはできなかった。クォーク時代は宇宙誕生から約10 −5 秒後に終了した。その後、2つの非平衡事象、すなわち重粒子と暗黒物質の形成が起こったと考えられる。[ 7 ] : 23

ニュートリノ分離と宇宙ニュートリノ背景放射（CνB）

ビッグバンの約1秒後

ビッグバンの約1秒後、ニュートリノは分離し、宇宙を自由に飛び回り始めます。ニュートリノは物質とほとんど相互作用しないため、これらのニュートリノは今日でも存在しています。これは、ビッグバンの約37万年後、再結合の際に放出された宇宙マイクロ波背景放射に似ています。この事象から発生するニュートリノのエネルギーは非常に低く、現在の直接検出で観測可能なニュートリノの約10の-10倍です。 [ 24 ]高エネルギーニュートリノでさえ検出が非常に困難であることで知られています。そのため、この宇宙ニュートリノ背景放射（CνB）は、たとえ観測できたとしても、何年もの間、詳細に直接観測されない可能性があります。[ 24 ]

しかし、ビッグバン宇宙論はCνBについて多くの予測を立てており、ビッグバン元素合成におけるヘリウム存在比の予測と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性の両方から、CνBが存在するという非常に強力な間接的な証拠がある。これらの予測の一つは、ニュートリノがCMBに微妙な痕跡を残しているというものである。CMBには不規則性があることはよく知られている。CMBの変動の一部は、バリオン音響振動の影響により、ほぼ規則的な間隔で発生していた。理論的には、分離したニュートリノは、様々なCMB変動の位相にごくわずかな影響を与えたはずである。[ 24 ]

2015年には、CMBでそのような変化が検出されたことが報告されました。さらに、この変動はビッグバン理論で予測された温度とほぼ正確に一致するニュートリノ温度でした（1.96 ± 0.02 Kの予測値と比較1.95 K）とちょうど3種類のニュートリノが存在し、これは標準モデルで予測されるニュートリノフレーバーの数と同じである。 [ 24 ]

この初期の宇宙論モデルは未だ未解明のままである。素粒子物理学の標準モデルは、大型ハドロン衝突型加速器（LHC）のような粒子加速器において、10⁻⁻K （10 TeV）程度の温度までしか検証されていない。さらに、標準モデルではまだカバーされていない新たな物理現象は、ニュートリノ分離の時代、つまり宇宙の温度が約10⁻⁻K（1 MeV）であった時代に重要であった可能性がある。[ 25 ]

電子-陽電子消滅

ビッグバンから1秒から10秒後

大多数のハドロンと反ハドロンが互いに対消滅し、レプトン（電子、ミューオン、特定のニュートリノなど）と反レプトンが残り、宇宙の質量の大部分を占める。当初、レプトンと反レプトンは対で生成される。ビッグバンの約10秒後、宇宙の温度は新たなレプトン・反レプトンの対が生成されなくなるまで低下し、残りのレプトンと反レプトンの大半は急速に対消滅し、高エネルギー光子の対を生成し、対消滅しなかったレプトンのわずかな残余が残る。[ 26 ] [ 27 ] [ 28 ]ほとんどのレプトンと反レプトンが対消滅した後、宇宙の質量エネルギーの大半は光子の形で残る。[ 28 ]

軽元素の元素合成

ビッグバン後2分から20分の間[ 29 ]

ビッグバン後約2分から20分の間に、核融合反応によって中性子と陽子の1:7の混合物が、陽子、重水素（陽子と中性子が融合したもの）、ヘリウム3、ヘリウム4、そして微量のリチウム7とベリリウム7の混合物に変換されます。これらの反応は、温度が核融合に必要な0.07MeVを下回ると終了します。最終的な混合比は、反応速度、温度、そして成分の密度に依存します。反応速度は原子核物理学の実験室で測定でき、温度と密度は宇宙膨張モデルから計算できます。[ 30 ] : 313

陽子の約 25% とすべての[ 20 ]中性子が融合して水素の同位体である重水素を形成し、重水素のほぼすべてがすぐに融合してヘリウム 4 を形成します。[ 30 ]ヘリウム 4 は 5 ～ 8 個の核子を持つ原子核よりも結合エネルギーがはるかに高いため、その原子核は微量しか生成されません。恒星で生成されるより重い原子核は、3 つのヘリウム 4 原子核の結合を必要としますが、ヘリウム 4 の密度は、膨張によって宇宙が融合温度以下に冷やされる前に多くの三者衝突が発生するには低すぎるため、現れません。[ 31 ] : 65 少量のトリチウム(別の水素同位体) とベリリウム-7 および -8 が生成されますが、これらは不安定ですぐに崩壊します。[ 20 ] 少量の重水素は融合せずに残ります。[ 20 ] [ 31 ] : 70

初期宇宙における各軽元素の量は古い銀河から推定することができ、ビッグバンの強力な証拠となっている。[ 30 ] : 313 たとえば、ビッグバンでは陽子 7 個につき中性子 1 個程度が生成され、全核子の 25% がヘリウム 4 に融合される（核子 16 個につき陽子 2 個と中性子 2 個）はずで、これは今日発見されている量であり、恒星での生成量で説明できる量をはるかに上回っている。[ 20 ] [ 30 ] : 305 同様に、重水素は極めて容易に融合する。代わりの説明は、重水素が形成される条件がどのように存在したかだけでなく、その重水素の一部が融合せずに残り、すぐに再びヘリウムに融合しない理由も説明する必要がある。[ 20 ]代わりの説明は、さまざまな軽元素とその同位体の割合も説明する必要がある。リチウム7などのいくつかの同位体は、理論とは異なる量で存在することが判明した。[ 32 ]

物質と放射の平等

ビッグバンから4万7000年後

これまで、宇宙の大規模なダイナミクスと挙動は、主に放射線、つまり光子やニュートリノといった相対論的（光速またはそれに近い速度）に移動する構成要素によって決定されてきました。宇宙が冷えていく約4万7000年前後（赤方偏移z  = 3600）以降、宇宙の大規模な挙動は物質によって支配されるようになります。[ 14 ] : 96 これは、物質のエネルギー密度が放射線のエネルギー密度と真空のエネルギー密度の両方を超え始めるために発生します[ 33 ] : 497 約 47,000 年またはその直後に、非相対論的物質 (原子核) と相対論的放射線 (光子) の密度が等しくなり、形成できる最小の構造を決定するジーンズ長(重力と圧力の影響の競合により) が減少し始め、摂動が、自由に流れる放射線によって消去される代わりに、振幅が大きくなり始める可能性があります。

ラムダCDMモデルによれば、この段階では宇宙の物質は約84.5%が冷たい暗黒物質で、15.5%が「通常の」物質です。暗黒物質が存在し、宇宙を支配していることを示す圧倒的な証拠がありますが、暗黒物質の正確な性質は未だ解明されていないため、ビッグバン理論は現時点では暗黒物質の形成過程を全く考慮していません。

この時点から、そして今後数十億年にわたって、暗黒物質の存在は宇宙の構造形成を加速させます。初期宇宙では、暗黒物質は重力の影響を受けて徐々に巨大なフィラメント状に集まり、放射圧によって崩壊が遅くならないため、通常の（バリオン）物質よりも速く崩壊します。これにより、宇宙のインフレーションによって残された宇宙の密度における微細な不均一性（不規則性）が増幅されます。時間の経過とともに、わずかに密度の高い領域はさらに密度が高まり、わずかに希薄な（空虚な）領域はさらに希薄になります。これらの暗黒物質の集中により、通常の物質は最終的に、通常よりも速く集まります。

暗黒物質は放射圧なしで急速に崩壊できるという性質から、放射によってエネルギーを失うこともできない。粒子が一定以上の密度構造に崩壊するには、エネルギーを失うことが必要である。したがって、暗黒物質は恒星や惑星ではなく、巨大だが拡散したフィラメントやハローに崩壊する。放射によってエネルギーを失う可能性のある通常の物質は、崩壊時に 高密度の物体やガス雲を形成する。

再結合、光子分離、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）

宇宙マイクロ波背景放射の9年間のWMAP画像（2012年）。[ 34 ] [ 35 ]放射はおよそ10万分の1の等方性である。 [ 36 ] : 291

ビッグバンから約37万年後、2つの関連する出来事が起こりました。それは、再結合の終了と光子の分離です。再結合とは、イオン化された粒子が結合して最初の中性原子を形成することであり、分離とは、新しく形成された原子がより安定したエネルギー状態に落ち着く際に光子が放出（「分離」）されることを指します。

再結合直前、宇宙のバリオン物質は高温の電離プラズマを形成する温度にありました。宇宙の光子のほとんどは電子や陽子と相互作用し、電離粒子と相互作用することなく長距離を移動することはできませんでした。その結果、宇宙は不透明、あるいは「霧」のようでした。光は存在していましたが、それを目で見ることはできず、望遠鏡で観測することもできませんでした。

18,000年頃から宇宙は冷え、自由電子がヘリウム原子核と結合してHeを形成できるようになった。+原子。約5万年後、宇宙が冷えるにつれて、その挙動は放射線よりも物質によって支配され始めます。[ 14 ] : 95 約10万年後、中性ヘリウム原子が形成されてから、水素化ヘリウムが最初の分子です。[ 37 ]ずっと後に、水素と水素化ヘリウムが反応して分子状水素（H 2 ）が形成され、これが最初の星に必要な燃料です。[ 38 ]約37万年後、中性水素原子の形成（水素イオンと電子の「再結合」）が完了し、[ 39 ] : 120 光子のトムソン散乱が 大幅に減少しました。[ 21 ] : 22.4.1 [ 40 ] [ 14 ] : 155 自由電子によって散乱されなくなった光子は、以前のプラズマから「切り離され」、自由に伝播しました。これらの光子の大部分は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）として今も存在している。[ 21 ]： 22.4.3これは、今日私たちが直接観測できる宇宙の最も古い時代である。

低エネルギー状態 (基底状態) で直接結合するのは効率が悪いため、これらの水素原子は通常、電子が高エネルギー状態にある状態で形成され、結合すると、電子は低エネルギー状態に移行するときに 1 つ以上の光子の形でエネルギーを急速に放出します。この光子の放出は、光子の分離として知られています。これらの分離された光子の一部は他の水素原子に捕捉され、残りは自由のままになります。再結合が終わるまでに、宇宙のほとんどの陽子は中性原子を形成します。荷電粒子から中性粒子へのこの変化は、捕捉される前に光子が移動できる平均自由行程が実質的に無限大になることを意味するため、捕捉されなかった分離された光子は長距離を自由に移動できます (トムソン散乱を参照)。宇宙は、その歴史上初めて、 可視光、電波、その他の電磁放射に対して透明になりました。

このボックスの背景は、分離の際に放出された光子が赤方偏移して宇宙マイクロ波背景放射を形成する前の、元の4000Kの色に近いものです。当時、宇宙全体はこれと似た色で4000Kの温度を持つ、明るく輝く霧のように見えていたでしょう。

これらの新しく形成された水素原子から放出された光子は、当初約4000 Kの温度／エネルギーを持っていました。これは、肉眼では淡い黄色／オレンジがかった、あるいは「柔らかい」白色として見えたでしょう。[ 41 ]デカップリングから数十億年、宇宙が膨張するにつれて、光子は可視光から電波（約2.7 Kの温度に相当するマイクロ波放射）へと赤方偏移しました。赤方偏移とは、数十億年かけて宇宙が膨張するにつれて、光子の波長が長くなり、周波数が低くなり、徐々に可視光から電波へと変化していくことを指します。これらの同じ光子は、今日でも電波として検出できます。これらは宇宙マイクロ波背景放射を形成し、初期宇宙とその発展の重要な証拠を提供します。

再結合とほぼ同時期に、電子-重粒子プラズマ内に存在する圧力波（重粒子音響振動として知られる）が、物質の凝縮に伴う分布に埋め込まれ、大規模天体の分布にわずかな偏りが生じました。したがって、宇宙マイクロ波背景放射は、インフレーション期に発生した微小な変動を含む、この時代の終わりにおける宇宙の姿であり（9年間のWMAP画像を参照）、銀河などの天体の宇宙における広がりは、宇宙が時間とともに発展してきた規模と大きさを示す指標です。[ 42 ]

重力は宇宙の構造を構築する

ビッグバンから約37万年から約10億年後[ 43 ]

再結合と分離が起こる前から、暗黒物質の塊の周りに物質が蓄積し始めていた。[ 7 ] : 4.1 水素の雲は非常にゆっくりと崩壊して、星や銀河を形成した。

暗黒時代

再結合と分離の後、宇宙は透明になり、光が長距離を移動できるほど冷えていましたが、星や銀河といった光を発する構造は存在しませんでした。星や銀河は、重力の作用によって高密度のガス領域が形成されることで形成されますが、これはほぼ均一なガス密度と必要なスケール内で長い時間を要するため、再結合後おそらく数億年の間、星は存在しなかったと推定されています。

暗黒時代として知られるこの期間は、ビッグバン後約37万年の光子分離で始まり、再イオン化と呼ばれる長い期間を経て終了した。[ 44 ] 暗黒時代の間、宇宙の温度は約4000 Kから約60 K（3727 °Cから約-213 °C）に冷え、光子の発生源は2つだけであった。1つは再結合/分離中に放出される光子（中性水素原子の形成時）で、これは現在でも宇宙マイクロ波背景放射（CMB）として検出できる。もう1つは中性水素原子から時折放出される光子で、中性水素の21 cmスピンラインとして知られている。水素スピンラインはマイクロ波の周波数範囲にあり、300万年以内にCMB光子は可視光から赤外線へと赤方偏移した。その時から最初の星が誕生するまで、可視光光子は存在しなかった。おそらくいくつかのまれな統計的異常を除けば、宇宙は真に暗黒であった。

第一世代の星は、種族III星として知られ、ビッグバン後数億年以内に形成されました。[ 45 ]これらの星は、再結合後、宇宙で最初の可視光源となりました。構造は1億5000万年頃から現れ始め、初期の銀河は1億8000万年から7億年頃に出現しました。これらの銀河の出現に伴い、暗黒時代は徐々に終焉を迎えました。このプロセスは緩やかであったため、暗黒時代が完全に終焉を迎えたのは、宇宙が現在の姿になった約10億年後でした。

ビッグバンから4億年後の最初の星の想像図

星と銀河の最も古い観測

現時点では、星や銀河の最古の観測は再電離が始まって間もない頃のものであり、 GN-z11（ハッブル宇宙望遠鏡、2016年）などの銀河はz≈11.1（宇宙時間で約4億年）にある。[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]ハッブルの後継機であるジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は2021年12月に打ち上げられ、ハッブルよりも最大100倍暗く、宇宙の歴史のはるか昔、赤方偏移z≈20（宇宙時間で約1億8000万年）まで遡る天体を検出するように設計されている。[ 50 ] [ 51 ]これは最初の銀河よりも古く、最初の星が誕生した頃だと考えられている。[ 50 ]

また、21 cm の微弱なスピン線放射を検出するための観測的取り組みも進行中です。これは原理的には、初期宇宙を研究するための宇宙マイクロ波背景放射よりもさらに強力なツールだからです。

最古の構造と星の出現

ビッグバンから約1億5000万年から10億年後
ハッブルウルトラ ディープ フィールドには、初期の星形成時代の様子を示す銀河がよく登場します。
ハッブル宇宙望遠鏡が捉えた別の画像には、近くで形成されつつある幼い銀河が写っています。これは、宇宙の時間スケールで見るとごく最近に起こったことを意味します。これは、宇宙において新たな銀河形成が今もなお続いていることを示しています。

宇宙の物質は、約84.5%が冷たい暗黒物質、15.5%が「通常の」物質で構成されています。物質優位時代の始まり以来、暗黒物質は重力の影響を受けて、徐々に巨大な拡散したフィラメント状に集まってきました。これらの暗黒物質の集中により、通常の物質は最終的に通常よりも速く集まります。また、光子が分離した際に物質分布に組み込まれた初期の重粒子音響振動（BAO）により、通常の距離ではわずかに密度が高くなります。暗黒物質とは異なり、通常の物質は様々な経路でエネルギーを失う可能性があります。つまり、崩壊する際に、本来は物質を分離させていたエネルギーを失い、より速く、より高密度の形態へと崩壊する可能性があるのです。通常の物質は暗黒物質の密度が高い場所に集まり、そこで主に水素ガスからなる雲へと崩壊します。最初の星と銀河は、これらの雲から形成されます。多数の銀河が形成された場所では、最終的に銀河団や超銀河団が形成されます。それらの間には、星がほとんど存在しない大きな空隙が形成され、暗黒物質があまり一般的ではなくなった場所を示すことになります。

最初の恒星、銀河、超大質量ブラックホール、クエーサーの正確な形成時期、そして再電離として知られる期間の開始時期と終了時期、そしてその進行については、現在も活発に研究が続けられており、新たな発見が定期的に発表されています。2019年現在、最も古い銀河（例えばGN-z11）は約3億8000万～4億年前のものとされており、ガス雲の凝縮と恒星の誕生率が驚くほど速かったことを示唆しています。また、ライマンアルファフォレストや古代の天体からの光の他の変化の観測により、再電離の時期とその最終的な終焉を絞り込むことが可能となっています。

ビッグバンモデルにおける構造形成は、重力崩壊により階層的に進行し、より大きな構造の前に小さな構造が形成されます。最も最初に形成される構造は、最初の星（種族IIIの星として知られる）、矮小銀河、クエーサー（内側に螺旋状に広がるガスの降着円盤に囲まれた超大質量ブラックホールを含む、明るく初期の活動銀河であると考えられている）です。この時代以前は、宇宙の進化は線形宇宙摂動論によって理解できました。つまり、すべての構造は完全に均質な宇宙からの小さな偏差として理解できました。これは計算上、比較的簡単に研究できます。この時点で非線形構造が形成され始め、計算問題ははるかに困難になり、たとえば数十億の粒子を含むN体シミュレーションが必要になります。ボリショイ宇宙論シミュレーションは、この時代における高精度のシミュレーションです。

これらの種族IIIの星は、ビッグバンで形成されたわずかな軽元素（水素、ヘリウム、そして少量のリチウム）をより重い元素へと変換する役割も担っています。これらの星は巨大であることもあれば、もしかしたら小さいこともあり、非金属（水素とヘリウム以外の元素を含まない）であることもあります。これらの大型の星は、現在私たちが目にするほとんどの主系列星に比べて寿命が非常に短いため、通常、わずか数百万年で水素燃料の燃焼を終え、超新星として爆発します。そして、世代を重ねるごとに、より重い元素を宇宙に撒き散らしていきます。これらは星多時代の始まりを告げるものです。

種族IIIの恒星はまだ発見されていないため、その理解は形成と進化の計算モデルに基づいています。幸いなことに、宇宙マイクロ波背景放射の観測によって、星形成が本格的に始まった時期を特定することができます。2016年にプランクマイクロ波宇宙望遠鏡によって行われた観測の解析では、第一世代の恒星はビッグバンから約3億年後に形成された可能性があるという結論が出されました。[ 52 ]

クエーサーは、初期の構造形成に関するさらなる証拠を提供します。その光は、炭素、マグネシウム、鉄、酸素といった元素の存在を示しています。これは、クエーサーが形成される頃には、これらの元素を生み出すのに十分な世代数の種族IIIの星を含む、大規模な星形成段階が既に進行していたことを示しています。

再イオン化

再イオン化の段階

最初の恒星、矮小銀河、クエーサーが徐々に形成されると、それらが放出する強力な放射線が周囲の宇宙の大部分を再イオン化し、再結合と分離以来初めて、中性水素原子を自由電子と陽子のプラズマに戻します。

再電離はクエーサーの観測によって証明されています。クエーサーは活動銀河の一種であり、宇宙で観測される最も明るい天体です。中性水素の電子は、電子のエネルギー準位に関連した紫外線光子を吸収する特定のパターンを持ち、ライマン系列と呼ばれています。電離水素には、この種の電子エネルギー準位はありません。そのため、電離水素と中性水素を通過する光は、異なる吸収線を示します。銀河間物質中の電離水素（特に電子）は、再結合前と同様にトムソン散乱によって光を散乱させることができますが、宇宙の膨張と銀河へのガスの凝集により、再電離の時点では、宇宙を完全に不透明にするには濃度が低くなりすぎました。再電離時に存在していた構造から地球に到達するまでの光の飛行距離が非常に長いため（数十億光年）、中性水素による吸収は、特定の量ではなく、さまざまな量で赤方偏移します。これは、当時の紫外線の吸収がいつ起こったかを示します。これらの特徴により、過去のさまざまな時期における電離の状態を研究することが可能になります。

再電離は電離水素の「泡」として始まり、時間の経過とともに大きくなり、銀河間物質全体が電離すると、中性水素による吸収線は稀少になった。[ 53 ]この吸収は宇宙の一般的な状態（銀河間物質）によるものであり、銀河やその他の高密度領域を通過したことによるものではない。[ 53 ]再電離はz = 16（宇宙時間で2億5000万年）という早い時期に始まり、 z = 9または10（5億年）頃にはほぼ完了し、残りの中性水素はz = 5または6（10億年）頃に完全に電離し、大量の中性水素の存在を示すガン・ピーターソン・トラフは消滅する。銀河間物質は現在に至るまで大部分が電離状態にあるが、一部残存する中性水素雲は例外であり、スペクトルにライマン・アルファ・フォレストとして現れる。

これらの観測により再電離が起こった期間は絞り込まれたが、再電離を引き起こした光子の発生源はまだ完全には特定されていない。中性水素を電離させるには13.6 eVよりも大きなエネルギーが必要であり、これは波長91.2 nm以下の紫外線光子に相当するため、発生源が相当量の紫外線以上のエネルギーを生成していたに違いないことを意味する。陽子と電子は、それらを引き離すためのエネルギーが継続的に供給されなければ再結合するため、発生源の数や寿命にも制限が課せられる。[ 54 ]これらの制約から、クエーサーと第一世代の恒星や銀河が主なエネルギー源であったと予想される。[ 55 ]現在、最も重要なものから重要でないものの順に、第3種族の星（最も初期の星、おそらく70%）、[ 56 ] [ 57 ]矮小銀河（非常に初期の小さな高エネルギー銀河、おそらく30%）、[ 58 ]クエーサー（活動銀河核の一種）からの寄与であると考えられています。[ 54 ] [ 59 ] [ 60 ]

しかし、この頃には、宇宙の膨張により物質ははるかに拡散していました。中性水素原子は再び電離しましたが、プラズマははるかに薄く拡散しており、光子の散乱ははるかに少なくなりました。再電離したにもかかわらず、銀河間物質の希薄さのため、宇宙は再電離の間もほぼ透明なままでした。銀河間物質がほぼ完全に電離するにつれて、再電離は徐々に終焉を迎えましたが、中性水素の領域は依然として存在し、ライマンアルファフォレストを形成しています。

2023年8月、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による初期宇宙のブラックホールと関連物質の画像が報告され、議論されました。[ 61 ]

銀河、銀河団、超銀河団

直径約5000万光年の宇宙の一部の大規模構造をコンピュータシミュレーションで表示したもの[ 62 ]

物質は重力の影響下で集まり続け、銀河を形成します。この時期の星は種族II星として知られ、このプロセスの初期段階で形成され、より新しい種族I星は後に形成されます。重力はまた、銀河を徐々に互いに引き寄せ、銀河団、銀河団、超銀河団を形成します。ハッブル宇宙望遠鏡による超深宇宙観測では、宇宙時間8億年（130億年前）に、多数の小さな銀河が合体してより大きな銀河を形成しているのが確認されています。[ 63 ]（この年齢推定は現在、若干誇張されていると考えられています）。[ 64 ]

現在と未来

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現在の宇宙の姿

10億年前から約128億年の間、宇宙は今日とほぼ同じように見え、今後数十億年もの間、非常に似たような姿を保ち続けるでしょう。天の川銀河の薄い円盤は、宇宙が約50億年、つまり9±2億年前に形成され始めました。[ 65 ]太陽系は約92億年（46億年）に形成されました。[ 21 ]：22.2.3 生命のプロセスと一致する最も古い有機物は 40億年前に遡ります。[ 66 ]

物質が時間の経過とともに薄くなると、物質が重力によって宇宙の膨張を減速させる能力は低下します。対照的に、ダークエネルギーは宇宙の膨張を加速させる一定の要因です。宇宙の膨張は約50億年から60億年前に変曲点を通過し、現代の「ダークエネルギー優位時代」に入りました。この時代では、宇宙の膨張は減速ではなく加速しています。現在の宇宙についてはかなりよく理解されていますが、宇宙の約1000億年（約860億年後）を超えると、科学者たちは宇宙がどのような道をたどるのか確信が持てません。[ 67 ]

ダークエネルギーが支配する時代

ビッグバンから約98億年後

宇宙時間で約98億年から、[ 14 ] : 96 宇宙の大規模な挙動は、その歴史の中で3度目に徐々に変化したと考えられています。最初の47,000年間は、宇宙の挙動は放射線（光子やニュートリノなどの相対論的構成要素）によって支配されていましたが、宇宙時間で約370,000年からは、その挙動は物質によって支配されました。物質が優勢な時代には、重力が初期の外向きの膨張を抑制したため、宇宙の膨張は減速し始めました。しかし、宇宙時間で約98億年から、観測により、宇宙の膨張はゆっくりと減速をやめ、代わりに徐々に再び加速し始めることが示されている。

正確な原因は不明ですが、宇宙論者の間では、この観測結果は正しいと認められています。現在までに最も広く受け入れられているのは、これは「ダークエネルギー」と呼ばれる未知のエネルギーによるものだという見解です。[ 68 ] [ 69 ]ここでの「ダーク」とは、直接観測されるものではなく、宇宙に及ぼす重力の影響を調べることでその存在を推測できることを意味します。このダークエネルギーを理解するための研究が進められています。ダークエネルギーは現在、宇宙の最大の構成要素であると考えられており、物理的宇宙全体の質量エネルギーの約68.3%を占めています。

ダークエネルギーは宇宙定数、つまり空間全体に存在するスカラー場のように振舞うと考えられています。重力とは異なり、このような場の影響は宇宙が拡大しても減少しません（または、徐々に減少します）。物質と重力は当初はより大きな影響を与えますが、宇宙が膨張し続けるにつれて、その影響は急速に減少します。宇宙の膨張に伴って最初は離れていくように見える宇宙の物体は、引き続き離れていきますが、外向きの動きは徐々に減速します。この減速効果は、宇宙が広がるにつれて小さくなります。最終的に、ダークエネルギーの外向きの反発効果が、重力の内向きの引力を上回り始めます。減速して、おそらく重力の影響を受けて内向きに移動し始める代わりに、宇宙の時間で約98億年から、空間の膨張は徐々に速度を増しながら外向きにゆっくりと加速し始めます。

標準的な宇宙論を超えて

宇宙生成

10−43秒まで遡って外挿された宇宙論モデルと標準モデルの範囲内およびそれを超える粒子物理学モデルを組み合わせることで、初期宇宙の特徴と特性について十分な情報に基づいた推測が可能になります。[ 2 ]：1

特異点

無限大温度への接近、スケールファクターゼロ、あるいはゼロ時の時間は、私たちの物理モデルの範疇外であることが知られています。初期の重力特異点について推測するのは無意味です。これらの条件は理論の範囲外だからです。[ 4 ] : 305

プランク時代

ビッグバンから10 −43秒以内の時間

標準宇宙論モデルは、はるか昔の非常に高温の時代から宇宙が膨張していくことを予測しているため、より小さなスケールへと遡ってゆくことができる。しかし、ゼロ空間まで遡ることはできない。プランク距離と呼ばれる距離以下では、方程式の根拠が崩れる。この時間における粒子のエネルギーは非常に大きいため、重力に関する古典的な方程式に代わって量子効果が作用する。したがって、プランク時間である10 −43秒は、ビッグバン宇宙論モデルの始まりの時刻となる。[ 4 ] : 274

大統一時代

ビッグバン後10 −43秒から10 −36秒の間[ 70 ]

プランク時代以降、宇宙は原理的には素粒子物理学の標準モデルの拡張、例えば大統一理論によってモデル化できるようになった。そのような理論は数多く提案されてきたが、現代の天体物理学の観測結果と定量的に一致するものは一つもなかった。しかしながら、10 −43 秒から10 −36秒までの時間は大統一時代と呼ばれてきた。[ 70 ] [ 71 ]

大統一宇宙期以前、宇宙の温度は10の15乗GeVを超えていました。宇宙が膨張し冷えるにつれて、宇宙論的相転移が起こり、それが今日観測される物質と反物質の大きな比率をもたらした可能性があります。この相転移は、気体の凝縮や液体の凍結に似た熱力学的効果です。大統一宇宙期における相転移は推測の域を出ませんが、後に起こる電弱遷移とクォーク-ハドロン遷移は、いくつかの予測が成功している理論モデルによって裏付けられています。[ 4 ] : 305

電弱時代

ビッグバン後10 −22秒から10 −15秒の間から始まり、ビッグバン後10 −12秒まで

インフレーション後しばらくして、生成された粒子は熱平衡状態へと移行し、相互作用によって熱平衡状態へと至ります。電弱対称性が破れる前は、約100℃の温度で10 15  K 、ビッグバンから約10 −15秒後では、電磁相互作用と弱い相互作用はまだ分離しておらず、ゲージボソンとフェルミオンはヒッグス機構によって質量を獲得していませんでした。この時代は、おそらく相転移によって電弱対称性の破れで終わりました。素粒子物理学の標準モデルのいくつかの拡張では、この段階でバリオン生成も起こり、物質と反物質の不均衡が生じました（ただし、このモデルの拡張では、これはより早期に起こった可能性があります）。これらのプロセスの詳細についてはほとんど分かっていません。

遠い未来と究極の運命

宇宙の長期進化には、複数の競合するシナリオが存在します。どのシナリオが実現するかは、宇宙定数、陽子崩壊の可能性、真空のエネルギー（つまり「空」の空間自体のエネルギー）、そして標準モデルを超えた自然法則といった物理定数の正確な値に依存します。

宇宙の膨張が継続し、現在の形を維持すると、最終的には最も近い銀河を除くすべての銀河が、観測可能な宇宙が重力で束縛された私たちの近傍銀河団に限定されるほどの速度で空間の膨張によって私たちから運び去られるでしょう。非常に長期的には（宇宙時間で何兆年、何千億年も後）、星の時代は終わり、星は生まれなくなり、最も長生きした星でさえ徐々に死にます。その後、宇宙のすべての物体は冷え、（おそらく陽子を除いて）徐々に構成粒子に分解し、その後、さまざまなプロセスによって亜原子粒子、非常に低レベルの光子、およびその他の基本粒子に分解されます。

宇宙の最終的な運命については、次のようなシナリオが提案されています。

シナリオ 説明
熱死膨張が続くと、宇宙はより大きくなり、より冷たくなり、より希薄になり、やがてすべての構造は亜原子粒子と光子に分解されます。 宇宙の膨張が無限に続く場合、宇宙のエネルギー密度は減少し、推定 10万年後には熱力学的平衡に達し、それ以上の構造は形成できなくなります。これは非常に長い時間が経過した後にのみ発生します。最初に、一部 (0.1 % 未満) [ 72 ]の物質が崩壊してブラックホールになり、その後ホーキング放射により非常にゆっくりと蒸発するためです。このシナリオでは、宇宙はこれよりはるかに早く、約 10 14年後、星形成が停止すると生命を維持できなくなります。 [ 15 ]、§IID一部の大統一理論では、少なくとも 10 34年後の陽子崩壊によって、残りの星間ガスと星の残骸がレプトン (陽電子や電子など) と光子に変換されます。その後、一部の陽電子と電子が再結合して光子になります。[ 15 ]、§IV、§VFこの場合、宇宙は粒子と低エネルギー放射の塊からなる高エントロピー状態に達している。しかし、最終的に熱力学的平衡に達するかどうかは不明である。[ 15 ]、§VIB、§VID宇宙の熱的死の仮説は、1850年代のウィリアム・トムソン（ケルビン卿）の考えに由来する。彼は、熱と不可逆性に関する古典的な理論（熱力学の最初の2つの法則に体現されている）を宇宙全体に外挿した。[ 73 ]
ビッグリップ空間の膨張は加速し、ある時点では極端になり、亜原子粒子や時空構造さえも引き裂かれ、存在できなくなります。 宇宙のダークエネルギー含有量がどのような値であっても、負圧比が-1未満であれば、宇宙の膨張率は際限なく増加し続けるでしょう。銀河団、銀河、そして最終的には太陽系といった重力で束縛された系は、引き裂かれるでしょう。最終的には、膨張は分子や原子を束縛している電磁力を凌駕するほど急速になり、原子核さえも引き裂かれるでしょう。そして最終的には、現在「空間」という概念が意味を持つ最小のサイズであるプランクスケールでさえ、時空構造自体が引き裂かれるため、力と相互作用はもはや発生しなくなり、私たちが知る宇宙は、特異な特異点に終わりを告げるでしょう。
ビッグクランチ膨張は最終的に減速し停止し、その後、すべての物質が共通の中心に向かって加速するにつれて逆転します。現在、この説は誤りである可能性が高いと考えられています。 「ビッグリップ」シナリオとは逆に、宇宙の膨張はある時点で逆転し、宇宙は高温高密度状態へと収縮する。これはサイクリックモデルなどの振動宇宙シナリオの必須要素であるが、ビッグクランチは必ずしも振動宇宙を意味するわけではない。現在の観測結果は、この宇宙モデルが正しい可能性は低く、膨張は継続するか、あるいは加速さえするであろうことを示唆している。
真空不安定性すべての力、粒子、構造の基盤となる量子場が異なる形に 崩壊します。宇宙論では伝統的に、安定あるいは少なくとも準安定な宇宙を想定してきたが、量子場理論における偽の真空の可能性は、時空のどの地点においても宇宙が自発的に低エネルギー状態（バブル核形成を参照）へと崩壊し、より安定した「真の真空」へと変化する可能性があることを意味しており、その真空状態はその後、光速でその地点から外側へ膨張していくと考えられる。[ 74 ]

このような長期の時間スケールでは、数兆年未満の時間スケールでは観測されにくい極めて稀な量子現象も発生する可能性があります。これらの現象は、宇宙の状態に予測不可能な変化をもたらす可能性があり、より短い時間スケールでは大きな影響は及ぼさない可能性があります。例えば、数百万兆年の時間スケールでは、ブラックホールはほぼ瞬時に蒸発するように見えたり、稀な量子トンネル現象が一般的に見えるように見えたり、1兆年に一度しか発生しないほど稀な量子現象（またはその他の現象）が何度も発生する可能性があります。

参照

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外部ビデオ
ビデオアイコン3Dシミュレーションは、ビッグバンからわずか1200万年後に始まった宇宙の歴史を視覚化し、140億年にわたる星、重元素、銀河、爆発する超新星、暗黒物質の形成をYouTubeで// Discover Magazine — 2014年5月7日
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