3分45秒原子核形成、38万年中性原子形成，这些时间是怎么来的？

“时间的唯一原因就是让一切不会同时发生。”——爱因斯坦

大爆炸理论提出以来，我们不仅知道了宇宙是怎么来的。而且在宇宙演化的细节上，在元素形成和星系形成等问题上，我们还知道了非常具体的时间间隔，也就是时间节点，例如下图中所标注的时间点，那么科学家是从哪里得到这些数字的？这些数据又从何而来？今天就说宇宙时间节点的问题。

首先我们要知道非常重要的一点：误差范围。所有这些时间都有不确定性，但总体上是正确的，不确定性相对较小。那我们怎么知道的？先把这三件事凑在一起：

• 了解宇宙是如何膨胀的，以及它的物理大小和尺度是如何随时间变化的。

• 了解宇宙中粒子的温度（以及能量）如何依赖于宇宙膨胀的历史。

• 了解决定以上步骤的物理过程，以及它们是如何演变的。

让我们先详细分析下每一个故事，然后把整个故事再组合起来。

宇宙是如何膨胀的？

这实际上是了解宇宙发展最直截了当的方法之一，因为宇宙的膨胀方式就决定了宇宙的尺寸，也决定了宇宙结构的形成和发展。膨胀的物理学原理早在20世纪20年代和30年代就由亚历山大·弗里德曼、乔治·勒梅特、霍华德·罗伯逊和阿瑟·沃克所发现。广义相对论认为，如果宇宙在所有的大尺度区域中充满了大致相同数量的物质和能量，只有两件事决定了它的发展：初始膨胀率和宇宙中存在的“物质”类型。

各种类型的“物质”包括：正常的（质子、中子和电子）物质、暗物质、光子、中微子、空间本身固有的能量（暗能量/宇宙常数），以及在我们的宇宙中，有很多可能存在但似乎又不存在的东西，比如宇宙弦、磁单极子、磁畴、宇宙纹理和空间曲率。

在我们的宇宙中，我们不仅测量了今天宇宙所拥有的“物质”成分及其比例，而且还知道所有这些成分在遥远的过去的比例是怎样的。

这是第一部分，宇宙如何随时间膨胀。但第二部分同样重要。

在遥远的过去，粒子的温度/能量是如何变化的？

当你想到宇宙膨胀或收缩时，你可能想到的是在不断变化的体积中有固定数量的“物质”。体积越大，密度越小；体积越小，密度增大。

除了物质粒子，还有另一个组成部分：对于辐射来说，随着宇宙尺度的变化，光子的波长要么拉伸（膨胀）要么压缩（收缩）。由于波长决定光子的能量，一个收缩的宇宙光子的能量会更高，而一个膨胀的宇宙光子的能量会骤降。因此，在遥远的过去，当宇宙更小的时候，它的温度也会更高。（对于粒子来说，它们的动能和光子的温度也是一样的。)

这与宇宙的规模有着直接的关系：宇宙越小，光子的能量和温度就越高。一个只有一半大小的宇宙有两倍的温度；一个十分之一大小的宇宙有十倍的温度；一个百万分之一大小的宇宙有一百万倍的温度。

在宇宙过去的任何时候，只要我们知道宇宙是由什么组成的，它是如何膨胀的，我们就能知道宇宙的温度和能量是多少。最后……

了解决定以上步骤的物理过程是什么？我们就能知道宇宙关键时期的时间点

最后一个是时间点不确定性的来源，但考虑到我们所知道的，这些不确定性其实非常小。

根据我们最好的观察，星系的形成至少早在宇宙形成3.8亿年的时候就开始形成了，因为我们目前所知的最遥远的星系就是在这个时间点上发现的！（上图）。通过对大规模结构形成及其增长的模拟和计算，加上我们对宇宙初始波动的（测量）理解，导致我们对宇宙某个时期形成的第一个原星系的最佳估计是在1.3亿年到2.1亿年之间。当然，形成星系是一件持续的事情，在那之后也会一直持续下去，形成更多的星系。

第一批恒星应该比星系形成的更早，希望詹姆斯·韦伯太空望远镜能够发现一些最早和最明亮的恒星！通过模拟，我们预计真正的第一批恒星将在宇宙时间轴上4000万年到1亿年之间形成，之后随着时间的推移，恒星的形成也会有大幅增加。

在恒星形成之前，我们讨论过很多次中性原子的形成，由于宇宙中众所周知的光子与质子/中子/电子的比例，以及中性原子如何形成的物理学原理，中性原子形成的时间计算非常简单。中性原子形成是在宇宙38万年时发生的，但是中性原子的形成并不是一蹴而就，而是逐渐发生的，这个过程大约持续了117000年，380000年是宇宙变得中性时的平均年龄。

在中性原子之前，宇宙还经历了最轻原子核的形成：大爆炸核合成。这也是随着时间的推移而发生的，但大多数“重要的”事情都发生在宇宙诞生三到四分钟的时候。3分45秒是目前关于核合成近似完成的最佳估计时间。

物质-反物质的湮灭是分阶段发生的；电子-正电子湮灭发生在宇宙形成一到三秒之间，但这些是最轻的粒子。较重的粒子会更早湮灭，这就是为什么早期停止与宇宙其他部分相互作用的粒子（如中微子）的温度比今天的光子低。

电弱对称性破缺发生在一个大致等于强弱力介导玻色子质量的尺度上。我们要做的就是找出发生的温度，可以算出当时宇宙的年龄大约0 .1纳秒。

更重要的是，我们对重子发生(物质-反物质不对称的产生)、大统一(这可能发生，也可能没有发生)和暴胀有一定的范围和限制。例如，我们知道，暴胀结束（导致大爆炸）大约是在10^-35到10^-20秒之间。如你所见，越往前这些数字的不确定性越大。

我们就是这样精确地知道宇宙的历史是如何运作的！