Ғалам хронологиясы: Нұсқалар арасындағы айырмашылық

Content deleted Content added
Өңдеу түйіні жоқ
24-жол:
*{{harvnb|Ryden|2006|pp=194–195}}. "Without going into the details of the non-equilibrium physics, let's content ourselves by saying, in round numbers, ''z''<sub>dec</sub> ≈ 1100, corresponding to a temperature ''T''<sub>dec</sub> ≈ 3000 K, when the age of the universe was ''t''<sub>dec</sub> ≈ 350,000 yr in the Benchmark Model. (...) The relevant times of various events around the time of recombination are shown in Table 9.1. (...) Note that all these times are approximate, and are dependent on the cosmological model you choose. (I have chosen the Benchmark Model in calculating these numbers.)"</ref> ғалам ақыры бейтарап атомдардың пайда болуы ("[[Рекомбинация (Космология)|рекомбинация]]") үшін жеткілікті деңгейде салқындап, нәтижеде ол алғаш рет [[мөлдір]] болды. Жаңадан пайда болған атомдар - негізінен сутегі мен гелий, аз мөлшердегі литий - фотондарды шығару ([[Фотонның ажырауы (космология)|фотонның ажырауы]]) арқылы ең төменгі энергия күйіне ([[негізгі күй]]ге) тез жетеді, әрі бұл фотондар [[ғарыш микротолқынды фоны]] (CMB) ретінде қазіргі кезде де байқалады. Ол қазіргі кезде біздің әлемдегі ең көнені байқауымыз есептеледі.
 
;'''#Қараңғы ғасырлар және [[ауқымды құрылым]]ныңқұрылымның пайда болуы'''
370 000 жылдан шамамен 1 миллиард жылға дейін. [[Рекомбинация]]дан және [[Ажырау (космология)|ажыраудан]] кейін ғалам мөлдір болды, бірақ сутегі бұлттары өте баяу жеміріліп, [[жұлдыз]]дар мен [[галактика]]ларды құрады, сондықтан жарықтың жаңа қайнары болған жоқ. Ғаламдағы бірден-бір құбылыс болған [[фотон]]дар (электромагниттік радиация, немесе жарық") [[Ажырау (космология)|ажырау]] кезінде бөлініп шыққан болатын, яғни, олар қазір байқалған [[ғарыш микротолқынды фоны]]ы, сондай-ақ кейде сутегі атомдары шығаратын [[Сутегі радиолиниясы|21 см радиолиниясы]] қатарлылар. Ажыраған фотондар бастапқыда бүкіл әлемді ашық қызғылт сары сәулемен жарқыратқан болуы мүмкін, шамамен 3 миллион жылдан кейін көрінбейтін [[толқын ұзындығы]]на дейін біртіндеп [[Қызылға ығысу|қызылға ығысып]], ғаламды жарықсыз қалдырады. Бұл кезең ғарыштық [[Космологиядағы уақыт хронологиясы#Ғарыштық қараңғы ғасыр|қараңғы ғасырлар]] деп аталады.
 
Шамамен 10 мен 17 миллион жыл аралығында ғаламның орташа температурасы 273–373К (0–100°C) болып, сұйық суға қолайлы болды және ғалымдар жартасты ғаламшарлардың, немесе шынымен тіршіліктің пайда болғаны туралы болжамдар ұсынды, өйткені статистика бойынша, ыңғайсыз статистикалық ауытқу салдарынан ғаламның кіщкентай бөлігі қалған бөліктерінен өзгеше жағдайда болып, тұтас ғаламнан жылу алуы мүмкін.<ref name="IJA-2014October" />
 
Шамамен 200-500 миллион жыл аралығында [[жұлдыз]]дар мен [[галактика]]лардың алғашқы ұрпағы қалыптасты (нақты уақыты әлі зерттелуде), және алғашқы алып құрылымдар пайда болды, олар бүкіл ғаламда өзара бір-бірін тартқан көбік тәрізді [[қараңғы материя]] [[Галактикалық талшық|талшық]]тарға тартылды. Жұлдыздардың алғашқы ұрпақтары астрономиялық тұрғыда әлі байқалған жоқ. Олар өте алып (100-300 есе [[күн массасы]]на ие) және [[металдылық (астрофизика)|бейметалды]]), олардың өмір сүру ұзақтығы [[Негізгі тізбек жұлдыздары|қазіргі жұлдыздардың көпшілігі]]не қарағанда өте қысқа, олар миллиондаған жыл өткенде [[сутегі]] отынын тез жағып аяқтайды да, жоғары энергетикалық [[жұп-тұрақсыз ғаламатжұлдыз|жұп-тұрақсыз]] [[ғаламатжұлдыз]] ретінде жарылып кетеді.<ref>{{cite journal |last1=Chen |first1=Ke-Jung |last2=Heger |first2=Alexander |last3=Woosley |first3=Stan |author3-link=Stanford E. Woosley |last4=Almgren |first4=Ann |last5=Whalen |first5=Daniel J. |last6=Aumont |first6=J. |last7=Baccigalupi |first7=C. |last8=Banday |first8=A. J. |last9=Barreiro |first9=R. B. |last10=Bartlett |first10=J. G. |last11=Bartolo |first11=N. |last12=Battaner |first12=E. |last13=Battye |first13=R. |last14=Benabed |first14=K. |last15=Benoit |first15=A. |last16=Benoit-Levy |first16=A. |last17=Bernard |first17=J. -P. |last18=Bersanelli |first18=M. |last19=Bielewicz |first19=P. |last20=Bock |first20=J. J. |last21=Bonaldi |first21=A. |last22=Bonavera |first22=L. |last23=Bond |first23=J. R. |last24=Borrill |first24=J. |last25=Bouchet |first25=F. R. |last26=Boulanger |first26=F. |last27=Bucher |first27=M. |last28=Burigana |first28=C. |last29=Butler |first29=R. C. |last30=Calabrese |first30=E. |display-authors=3 |date=1 September 2014 |title=Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=792 |issue=1 |page=Article 44 |arxiv=1402.5960 |bibcode=2014ApJ...792...44C |doi=10.1088/0004-637X/792/1/44 |s2cid=119296923 }}</ref> Басқа теорияларға сәйкес, олар кішкентай жұлдыздарды да қамтуы мүмкін, кейбіреулері бүгін де жанып тұрған болуы мүмкін. Қалай болғанда да, бұл алғашқы ұрпақ ғаламатжұлдыздары біз айналамыздағы күнделік ұшырасатын элементтердің көпшілігін жасады және оларды ғаламға таратты.
 
Уақыт өте келе галактикалық кластерлер мен суперкластерлер пайда болады. Белгілі бір уақытта, алғашқы жұлдыздардан, карлик галактикалардан және мүмкін квазарлардан алынған жоғары энергиялы фотондар 250-500 миллион жыл аралығында біртіндеп басталатын, 700-900 миллион жылға аяқталып, 1 миллиардқа кемитін реионизация кезеңіне әкеледі. жыл (дәл уақыттары әлі зерттелуде). Ғалам бірте-бірте біздің айналамызда көріп отырған ғаламға ауысып, зұлмат дәуір тек 1 миллиард жыл ішінде толығымен аяқталды.
 
 
== Жойқын жарылыс ==
Line 51 ⟶ 56:
=== Бірінші молекулалар ===
=== Рекомбинация, фотон ажырауы және ғарыш микротолқынды фоны (CMB) ===
== Қараңғы ғасырлар және ауқымды құрылымдардыңқұрылымның қалыптасуыпайда болуы ==
=== Қараңғы ғасырлар ===
==== Жорамалдық "Тіршілікке жайлы дәуір" ====