Era leptonowa

Gdy temperatura Wszechświata spadła do 10¹² K, a gęstość do 10¹⁴ g/cm³, co miało miejsce w chwili t=10^-4 s hadrony i antyhadrony uległy prawie całkowitej anihilacji zamieniając się w promieniowanie - oznaczało to koniec epoki hadronowej. Głównymi składnikami materii są teraz (oprócz fotonów) elektrony, pozytony, miony oraz neutrina elektronowe i mionowe oddziałujące na siebie słabymi siłami jądrowymi (słabe odddziaływanie jadrowe jest 10¹⁴ razy słabsze od silnego oddziaływania jądrowego). Wszystkie te cząstki znajdują się w stanie równowagi termodynamicznej, gdyż reakcje pomiędzy nimi zachodzą znacznie szybciej niż następuje ekspansja. Pierwsze ważne wydarzenie ery leptonowej ma miejsce około jednej sekundy po Wielkim Wybuchu, kiedy gęstość materii spada do 10¹⁰ g/cm³, a temperatura do 10¹¹ K, co pozwala na rozpoczęcie procesów nukleosyntezy, czyli powstawania jąder atomowych, które trwają zaledwie kilka minut, ale decydują o składzie chemicznym pierwotnej materii Wszechświata. Drugie ważne wydarzenie ery leptonowej nastąpiło około dwie sekundy po Wielkim Wybuchu, kiedy to neutrina przestały oddziaływać z innymi postaciami materii. Neutrina te, podobnie jak promieniowanie tła, powinny być równomiernie rozłożone w przestrzeni, a ich odkrycie byłoby silnym potwierdzeniem modelu standardowego. Reliktowe tło neutrinowe powinno mieć temperaturę 1.9 K. Bardzo dużym problemem technicznym przy obserwacjach neutrin jest jednak ich niezwykle słabe odddziaływanie z innymi postaciami materii. Era leptonowa kończy się procesem anihilacji elektronów i pozytonów (pary mionowe ulegają anihilacji wcześniej). Przy końcu epoki leptonowej równowaga termodynamiczna pomiędzy protonami i neutronami zostaje zachwiana - neutrony stanowią teraz 16% nukleonów a protony 84%.

Zobacz też: podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii