| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
電弱時代(Electroweak epoch)は、初期宇宙の進化において、電磁力が弱 … 電弱時代(Electroweak epoch)は、初期宇宙の進化において、電磁力が弱い相互作用と統合し、電弱相互作用(>100 GeV)となっていたほど宇宙の温度が高かった時代である。電弱時代は、強い相互作用が電弱相互作用から分離した時に始まった。この時期は、インフレーション時代が始まったビッグバンの約10-36秒後頃だと考える宇宙学者もいる。また、インフレーション時代の間、宇宙のインフレーションの原動力となったの位置エネルギーが解放され、宇宙が濃く熱いクォークグルーオンプラズマに満たされたビッグバンの約10-32秒後と考える者もいる。 この時代の粒子間相互作用は、ウィークボソンやヒッグス粒子を含む大量のエキゾチック粒子を形成しうるほどエネルギーが高かった。宇宙が拡大して冷えるにつれ、相互作用のエネルギーは低下し、ビッグバンの約10-12秒後にはウィークボソンの形成は止まった。残ったウィークボソンはすぐに崩壊し、弱い相互作用は、続くクォーク時代には、短い範囲の力となった。 電弱時代の物理学には不明な点が少なく、より初期の宇宙の時代の物理学よりもずっと良く理解されている。ウィークボソンの存在は実証され、また電弱理論による別の予測も実験的に検証されている。ウィークボソンの存在は実証され、また電弱理論による別の予測も実験的に検証されている。
, 電弱時期是物理宇宙學的早期宇宙演化的一段時期，在物理宇宙學中宇宙的溫度不夠高到能讓電 … 電弱時期是物理宇宙學的早期宇宙演化的一段時期，在物理宇宙學中宇宙的溫度不夠高到能讓電磁和弱交互作用合併成單一的電弱交互作用( > 100 GeV)。電弱時期大約開始於大爆炸之後的10-36秒，當強力從電弱交互作用中分離的時候。這次的相變觸發一段名為宇宙暴脹的指數型擴張。大約在大爆炸之後的10-33秒，在極短的時間內，空間超快速的膨脹。受到能量場的排斥，在遠短於一秒的時間內從原子的大小暴脹至柚子的大小。暴脹還會生成兩種波（密度波和引力波）沿著量子漲落成為影響日後星系聚類的結構。一些聳動的建議認為這次暴脹是永恆的，而且可能產生了包括我們的宇宙在內的多重宇宙。目前的概念是已經通過當今學術界嚴肅的辯論，但仍然是一種猜想。大約在大爆炸之後的10-32秒，暴脹時期的暴脹場位能釋放導致宇宙的暴脹，使宇宙充滿了以物質的粒子（夸克、膠子、電子）形成濃密、熱的夸克-膠子電漿。在這個階段有著高能量的粒子交互作用創造出大量的，包括W及Z玻色子和希格斯玻色子。當宇宙膨脹和變冷，交互作用變得不太活躍，並且當宇宙年齡大約是10-12秒時，W及Z玻色子停止創建，剩餘的W及Z玻色子很快的衰變，弱交互作用在接下來的夸克時期成為短程力。 在暴脹時期之後，電弱時期的物理只有少許的推測，而大部分是比在之前更早各時期的宇宙有著更好的瞭解。W及Z玻色子的存在已經被證明，電弱理論的其它預測也經過實驗驗證。宇宙有著更好的瞭解。W及Z玻色子的存在已經被證明，電弱理論的其它預測也經過實驗驗證。
, A Era eletro-fraca foi uma era na formação … A Era eletro-fraca foi uma era na formação do Universo, de a segundos depois do Big-Bang. Durante esta era, a força eletromagnética e a força nuclear fraca estavam unificadas na força eletrofraca. Esta era foi precedida pela Era da Grande Unificação. Na era seguinte, a Era Quark, o Universo era composto por quarks e .rk, o Universo era composto por quarks e .
, En cosmologie et en physique des particule … En cosmologie et en physique des particules, en particulier dans la théorie du Big Bang, l'ère électrofaible est une période de l'univers primordial où la température de ce dernier est suffisamment grande (> 100 GeV) pour que la force électromagnétique et l'interaction faible forment une seule et même force : l'interaction électrofaible. Cette ère débute après l'ère de grande unification (~1015 GeV, soit ~10−32 seconde après le Big Bang), où l'interaction forte se serait séparée de l'interaction faible. À cette époque, l'énergie potentielle du champ d'inflaton, ayant causé l'inflation cosmique, est relâchée et laisse l'Univers sous une forme de plasma de quarks et de gluons dense et chaud. Les interactions entre les particules de cette ère sont suffisamment énergétiques pour créer de grandes quantités de particules exotiques, dont les bosons W, Z et de Higgs. Au fur et à mesure que l'Univers gagne en taille et se refroidit, les interactions sont de moins en moins énergétiques. Aux environs de 10−12 s, les bosons W et Z cessent d'être créés et ceux qui demeurent se désintègrent rapidement. Certains cosmologistes placent l'ère électrofaible au début de l'inflation cosmique, soit environ 10−36 s après le Big Bang.e, soit environ 10−36 s après le Big Bang.
, Ve fyzikální kosmologii byla elektroslabýc … Ve fyzikální kosmologii byla elektroslabých éra obdobím ve vývoji raného vesmíru, kdy byla teplota vesmíru dostatečně vysoká, aby byly elektromagnetismus a slabá interakce sloučeny do jednotné elektroslabé interakce (> 100 GeV). Elektroslabá éra začala, když došlo k oddělení silné interakce od elektroslabých interakcí (za předpokladu, že k němu nedošlo současně s rozdělením elektroslabé interakce, pak by byla totožná s taktéž hypotetickou érou velkého sjednocení). Někteří kosmologové umisťují tuto události na začátek inflační epochy, do času přibližně 10−36 sekund po Velkém třesku. Další možné umístění je čas přibližně 10−32 sekund po Velkém Třesku, kdy došlo k narušení potenciální energie inflatonového pole, které řídilo inflaci vesmíru během inflační epochy, tím jak se vesmír plnil hustým horkým kvark–gluonové plazmatem. Interakce částic v této fázi byla dostatečně energetická na to, aby vytvořila velké množství exotických částic, včetně W a Z bosonů a Higgsových bosonů. Jak se vesmír rozpínal a chladl, interakce se staly méně energetické a v době kdy byl vesmír starý 10−12 sekundy se přestaly tvořit W a Z bosony. Zbývající W a Z bosony se rychle rozpadaly a slabá interakce se stala krátkodosahovou silou v následující kvarkové éře. Fyzika elektroslabé éry je méně spekulativní a mnohem lépe pochopená, než fyzika z předchozích období raného vesmíru. Existence W a Z bosonů byla prokázána a ověřeny byly i další předpovědi teorie elektroslabých interakcí.ředpovědi teorie elektroslabých interakcí.
, En cosmologia física, l'època electrofeble … En cosmologia física, l'època electrofeble fou el període de l'evolució del jove univers en què la temperatura de l'univers era prou elevada per fusionar l'electromagnetisme i la força feble en una única força electrofeble (> 100 GeV). L'època electrofeble començà aproximadament 10-36 segons després del Big Bang, quan la força forta se separà de la força electrofeble. Aquesta transició de fase engegà un període d'expansió exponencial conegut com a inflació còsmica. Aproximadament 10-32 segons després del Big Bang, l'energia potencial del camp d'inflació que havia impulsat la inflació de l'univers durant l'època de la inflació fou alliberada, omplint l'univers amb un dens i calent plasma de quarks i gluons. En aquesta fase, les interaccions entre partícules eren prou energètiques per crear grans quantitats de , incloent-hi bosons W i Z i bosons de Higgs. A mesura que l'univers creixia i es refredava, les interaccions esdevingueren menys energètiques, i uns 10-12 després de la seva creació, els bosons W i Z deixaren d'aparèixer. Els bosons W i Z restants es desintegraren ràpidament, i la interacció feble esdevingué una força de curt abast a la posterior època dels quarks. Després del període d'inflació, la física de l'època electrofeble és menys especulativa i està molt més ben compresa que la de períodes anteriors del jove univers. S'ha demostrat que existeixen els bosons W i Z i s'han verificat experimentalment altres prediccions de la teoria electrofeble.res prediccions de la teoria electrofeble.
, حقبة الكهروضعيفة (بالإنجليزية: Electroweak … حقبة الكهروضعيفة (بالإنجليزية: Electroweak epoch) في علم الكونيات يشير المصطلح إلى فترة مبكرة من عمر الكون هبطت فيها درجة حرارته إلى حد كافي لإنفصال القوة النووية القوية عن القوة الكهروضعيفة، لكن لا تزال الحرارة فيه أعلى من الحد الحرج الذي تنفصل فيه القوتين الكهرومغناطيسية والضعيفة عن بعضهما وفق النموذج القياسي، إعتبر بعض علماء الكونيات أن الحقبة الكهروضعيفة تبدأ من حقبة التضخم عند بعد الإنفجار العظيم، بينما آخرون إعتبروا أنها تبدأ عند بعد الإنفجار عندما تم تحرير طاقة الحقل التوسعي الكامنة التي أدت إلى تضخم الكون خلال حقبة التضخم وإمتلاء الكون ببلازما كوارك-غلوون كثيفة ساخنة. في هذه الحقبة كانت تفاعلات الجسيمات قوية بما يكفي لتكوين أعداد كبيرة من جسيمات شاذة مثل بوزونات W وZ وبوزون هيغز، ومع تضخم الكون وبروده أصبحت التفاعلات أقل نشاطًا حتى وصل عمر الكون إلى حوالي توقف تكّون بوزونات W وZ بدرجة ملحوظة وما تبقى منها إنحل بسرعة ليصبح التفاعل الضعيف قوة ذات مدى قصير في حقبة الكواركات التالية. إنتهت حقبة الكهروضعيفة بتغير طور القوة الكهروضعيفة والتي لا تزال طبيعته مبهمة، إذا كان الانتقال من الرتبة الأولى يمكن أن يكون مصدرًا ، أو مصدر عملية توليد الباريونات، لتوفيره شروط ساخاروف. لكن لا يوفر النموذج القياسي تحول في طور الكهروضعيفة من الدرجة الأولى ولا الثانية بل يكون بشكل تقاطع مستمر مما يلغي كونه مصدر توليد الباريونات، ويلغي علاقته ، مع ذلك توجد إمتدادات عديدة للنموذج القياسي بما فيها التناظر الفائق تظهر انتقال طور كهروضعيف من الدرجة الأولى (يتطلب أيضًا خرق تناظر الشحنة السوية).ولى (يتطلب أيضًا خرق تناظر الشحنة السوية).
, En cosmología física, la época electrodébi … En cosmología física, la época electrodébil fue el periodo en la evolución temprana del universo en la cual la temperatura disminuyó en tal grado que la interacción nuclear fuerte se apartó de la interacción electrodébil, pero aún era bastante alta de modo que el electromagnetismo y la interacción débil continuaron fusionados en una sola interacción electrodébil superior a la temperatura crítica para la ruptura de la simetría electrodébil: 159.5 ± 1.5 GeV en el Modelo Estándar de física de partículas. Algunos cosmólogos colocan la época electrodébil en el inicio de la , aproximadamente 10−36 segundos después del Big Bang. Otros la ubican en aproximadamente 10−32 segundos después del Big Bang, cuando se liberó la energía potencial del campo inflatón que había conducido la inflación cósmica durante la época inflacionista y llenó el universo con un denso y candente plasma de quarks-gluones. En esta fase las energías de las interacciones de partículas eran suficientes para crear grandes cantidades de partículas exóticas: bosones W y Z estables y bosones de Higgs. A medida que el universo se expandía y enfriaba, las interacciones se tornaban menos energéticas. Cuando la edad del universo era de aproximadamente 10−12 segundos, los bosones W y Z cesaron y se generaron a tasas observables.[cita requerida] Los bosones W y Z restantes decayeron rápidamente. En la etapa siguiente: la , la interacción débil devino en una fuerza de corto alcance. La época electrodébil terminó en una fase de transición electrodébil, cuya naturaleza se desconoce. Si fuese de primer orden, podría aportar un fondo ondulatorio gravitacional. Esta fase de transición es también una fuente potencial de bariogénesis, si se satisfacen las condiciones de Sájarov (Andréi Sájarov). En el Modelo Estándar mínimo, la transición durante la época electrodébil no fue de una fase de primer orden, ni de segundo, sino un traslape continuo, que impedía cualquier bariogénesis, o la producción de un fondo ondulatorio gravitacional observable. Sin embargo, muchas extensiones al Modelo Estándar que incluyen supersimetría y el tienen una transición de fase electrodébil de primer orden, pero requieren violación CP (de carga-paridad) adicional.[cita requerida] carga-paridad) adicional.[cita requerida]
, У фізичній космології електрослабка епоха … У фізичній космології електрослабка епоха — це період в еволюції раннього Всесвіту, коли температура Всесвіту спала достатньо для того, щоб сильна взаємодія змогла відокремитися від електрослабкої взаємодії, однак все ще була досить високою, щоб електромагнетизм та слабка взаємодія залишалися сполученими в єдину електрослабку взаємодію (енергія вище 246 ГеВ). Деякі космологи розташовують цю подію на початку інфляційної епохи, приблизно 10−36 секунди після Великого вибуху. Інші розміщують її приблизно на 10−32 секунді після Великого вибуху, коли вивільнилася потенціальна енергія Інфлятонного поля, яка й підживлювала процес інфляції Всесвіту протягом епохи інфляції, заповнюючи його густою, гарячою кварк-глюонною плазмою. Взаємодія частинок на цій стадії була достатньо енергетичною, щоб створити значну кількість екзотичних частинок, серед яких — W- та Z-бозони, а також бозон Хіггса. Разом із розширенням та охолодженням Всесвіту такі взаємодії ставали все менш енергетичними, і коли Всесвіту виповнилося 10−12 секунди, створення W- та Z- бозонів припинилось. Залишкові W- та Z-бозони швидко розпались, а слабка взаємодія в наступну, кваркову епоху, стала короткодистанційною силою. Фізика електрослабкої епохи не така суперечлива й більш зрозуміла, аніж фізика раніших періодів раннього Всесвіту. Вже продемонстровано існування W- та Z-бозонів, бозона Хіггса, а маси цих частинок відповідають значенням, передбаченим електрослабкою теорією.нням, передбаченим електрослабкою теорією.
, In physical cosmology, the electroweak epo … In physical cosmology, the electroweak epoch was the period in the evolution of the early universe when the temperature of the universe had fallen enough that the strong force separated from the electroweak interaction, but was high enough for electromagnetism and the weak interaction to remain merged into a single electroweak interaction above the critical temperature for electroweak symmetry breaking (159.5±1.5 GeVin the Standard Model of particle physics). Some cosmologists place the electroweak epoch at the start of the inflationary epoch, approximately 10−36 seconds after the Big Bang. Others place it at approximately 10−32 seconds after the Big Bang when the potential energy of the inflaton field that had driven the inflation of the universe during the inflationary epoch was released, filling the universe with a dense, hot quark–gluon plasma. Particle interactions in this phase were energetic enough to create large numbers of exotic particles, including W and Z bosons and Higgs bosons. As the universe expanded and cooled, interactions became less energetic and when the universe was about 10−12 seconds old, W and Z bosons ceased to be created at observable rates. The remaining W and Z bosons decayed quickly, and the weak interaction became a short-range force in the following quark epoch. The electroweak epoch ended with an electroweak phase transition, the nature of which is unknown. If first order, this could source a gravitational wave background. The electroweak phase transition is also a potential source of baryogenesis, provided the Sakharov conditions are satisfied. In the minimal Standard Model, the transition during the electroweak epoch was not a first- or a second-order phase transition but a continuous crossover, preventing any baryogenesis,or the production of an observable gravitational wave background.However many extensions to the Standard Model including supersymmetry and the two-Higgs-doublet model have a first-order electroweak phase transition (but require additional CP violation).ion (but require additional CP violation).
, В физической космологии электросла́бая эпо … В физической космологии электросла́бая эпо́ха (или эпоха электрослабых взаимодействий) — одна из эпох в ранней истории Вселенной. Между 10−32 и 10−12секунд после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электрослабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как бозон Хиггса и W-бозон, Z-бозон. В этот период в эволюции ранней Вселенной температура Вселенной спала достаточно для того, чтобы сильное взаимодействие смогло отделиться от электрослабого взаимодействия, однако все еще было достаточно высокой, чтобы электромагнетизм и слабое взаимодействие оставались объединенными в единое электрослабое взаимодействие (энергия выше 246 ГэВ). Некоторые космологи располагают это событие в начале инфляционной эпохи, примерно через 10−36 секунд после Большого взрыва. Другие размещают ее примерно на 10−32 секунде после Большого взрыва, когда высвободилась потенциальная энергия инфлатонного поля, которое подпитывало процесс инфляции Вселенной в эпоху инфляции, заполняя его плотной, горячей кварк-глюонной плазмой. Взаимодействие частиц на этой стадии было достаточно энергетическим, чтобы образовать значительное количество экзотических частиц, среди которых — W — и Z-бозоны, а также бозон Хиггса. Вместе с расширением и охлаждением Вселенной такие взаимодействия становились все менее энергетическими, и когда Вселенной исполнилось 10−12 секунды, образование W — и Z — бозонов прекратилось. Остаточные W — и Z-бозоны быстро распались, а слабое взаимодействие в следующую кварковую эпоху стало короткодействущей силой. Физика электрослабой эпохи не так противоречива и более понятна, чем физика более ранних периодов ранней Вселенной. Продемонстрировано существование W — и Z-бозонов, бозона Хиггса, а массы этих частиц соответствуют значениям, предусмотренным электрослабой теорией.ям, предусмотренным электрослабой теорией.
|
| rdfs:comment |
A Era eletro-fraca foi uma era na formação … A Era eletro-fraca foi uma era na formação do Universo, de a segundos depois do Big-Bang. Durante esta era, a força eletromagnética e a força nuclear fraca estavam unificadas na força eletrofraca. Esta era foi precedida pela Era da Grande Unificação. Na era seguinte, a Era Quark, o Universo era composto por quarks e .rk, o Universo era composto por quarks e .
, En cosmologie et en physique des particule … En cosmologie et en physique des particules, en particulier dans la théorie du Big Bang, l'ère électrofaible est une période de l'univers primordial où la température de ce dernier est suffisamment grande (> 100 GeV) pour que la force électromagnétique et l'interaction faible forment une seule et même force : l'interaction électrofaible. Certains cosmologistes placent l'ère électrofaible au début de l'inflation cosmique, soit environ 10−36 s après le Big Bang.e, soit environ 10−36 s après le Big Bang.
, У фізичній космології електрослабка епоха … У фізичній космології електрослабка епоха — це період в еволюції раннього Всесвіту, коли температура Всесвіту спала достатньо для того, щоб сильна взаємодія змогла відокремитися від електрослабкої взаємодії, однак все ще була досить високою, щоб електромагнетизм та слабка взаємодія залишалися сполученими в єдину електрослабку взаємодію (енергія вище 246 ГеВ). Деякі космологи розташовують цю подію на початку інфляційної епохи, приблизно 10−36 секунди після Великого вибуху. Інші розміщують її приблизно на 10−32 секунді після Великого вибуху, коли вивільнилася потенціальна енергія Інфлятонного поля, яка й підживлювала процес інфляції Всесвіту протягом епохи інфляції, заповнюючи його густою, гарячою кварк-глюонною плазмою. Взаємодія частинок на цій стадії була достатньо енергетичною, щоб створдії була достатньо енергетичною, щоб створ
, En cosmología física, la época electrodébi … En cosmología física, la época electrodébil fue el periodo en la evolución temprana del universo en la cual la temperatura disminuyó en tal grado que la interacción nuclear fuerte se apartó de la interacción electrodébil, pero aún era bastante alta de modo que el electromagnetismo y la interacción débil continuaron fusionados en una sola interacción electrodébil superior a la temperatura crítica para la ruptura de la simetría electrodébil: 159.5 ± 1.5 GeV en el Modelo Estándar de física de partículas. Algunos cosmólogos colocan la época electrodébil en el inicio de la , aproximadamente 10−36 segundos después del Big Bang. Otros la ubican en aproximadamente 10−32 segundos después del Big Bang, cuando se liberó la energía potencial del campo inflatón que había conducido la inflación cósmatón que había conducido la inflación cósm
, Ve fyzikální kosmologii byla elektroslabýc … Ve fyzikální kosmologii byla elektroslabých éra obdobím ve vývoji raného vesmíru, kdy byla teplota vesmíru dostatečně vysoká, aby byly elektromagnetismus a slabá interakce sloučeny do jednotné elektroslabé interakce (> 100 GeV). Elektroslabá éra začala, když došlo k oddělení silné interakce od elektroslabých interakcí (za předpokladu, že k němu nedošlo současně s rozdělením elektroslabé interakce, pak by byla totožná s taktéž hypotetickou érou velkého sjednocení). Někteří kosmologové umisťují tuto události na začátek inflační epochy, do času přibližně 10−36 sekund po Velkém třesku. Další možné umístění je čas přibližně 10−32 sekund po Velkém Třesku, kdy došlo k narušení potenciální energie inflatonového pole, které řídilo inflaci vesmíru během inflační epochy, tím jak se vesmír plnil hustýační epochy, tím jak se vesmír plnil hustý
, 電弱時代(Electroweak epoch)は、初期宇宙の進化において、電磁力が弱 … 電弱時代(Electroweak epoch)は、初期宇宙の進化において、電磁力が弱い相互作用と統合し、電弱相互作用(>100 GeV)となっていたほど宇宙の温度が高かった時代である。電弱時代は、強い相互作用が電弱相互作用から分離した時に始まった。この時期は、インフレーション時代が始まったビッグバンの約10-36秒後頃だと考える宇宙学者もいる。また、インフレーション時代の間、宇宙のインフレーションの原動力となったの位置エネルギーが解放され、宇宙が濃く熱いクォークグルーオンプラズマに満たされたビッグバンの約10-32秒後と考える者もいる。 この時代の粒子間相互作用は、ウィークボソンやヒッグス粒子を含む大量のエキゾチック粒子を形成しうるほどエネルギーが高かった。宇宙が拡大して冷えるにつれ、相互作用のエネルギーは低下し、ビッグバンの約10-12秒後にはウィークボソンの形成は止まった。残ったウィークボソンはすぐに崩壊し、弱い相互作用は、続くクォーク時代には、短い範囲の力となった。 電弱時代の物理学には不明な点が少なく、より初期の宇宙の時代の物理学よりもずっと良く理解されている。ウィークボソンの存在は実証され、また電弱理論による別の予測も実験的に検証されている。ウィークボソンの存在は実証され、また電弱理論による別の予測も実験的に検証されている。
, In physical cosmology, the electroweak epo … In physical cosmology, the electroweak epoch was the period in the evolution of the early universe when the temperature of the universe had fallen enough that the strong force separated from the electroweak interaction, but was high enough for electromagnetism and the weak interaction to remain merged into a single electroweak interaction above the critical temperature for electroweak symmetry breaking (159.5±1.5 GeVin the Standard Model of particle physics). Some cosmologists place the electroweak epoch at the start of the inflationary epoch, approximately 10−36 seconds after the Big Bang. Others place it at approximately 10−32 seconds after the Big Bang when the potential energy of the inflaton field that had driven the inflation of the universe during the inflationary epoch was releasedduring the inflationary epoch was released
, 電弱時期是物理宇宙學的早期宇宙演化的一段時期，在物理宇宙學中宇宙的溫度不夠高到能讓電 … 電弱時期是物理宇宙學的早期宇宙演化的一段時期，在物理宇宙學中宇宙的溫度不夠高到能讓電磁和弱交互作用合併成單一的電弱交互作用( > 100 GeV)。電弱時期大約開始於大爆炸之後的10-36秒，當強力從電弱交互作用中分離的時候。這次的相變觸發一段名為宇宙暴脹的指數型擴張。大約在大爆炸之後的10-33秒，在極短的時間內，空間超快速的膨脹。受到能量場的排斥，在遠短於一秒的時間內從原子的大小暴脹至柚子的大小。暴脹還會生成兩種波（密度波和引力波）沿著量子漲落成為影響日後星系聚類的結構。一些聳動的建議認為這次暴脹是永恆的，而且可能產生了包括我們的宇宙在內的多重宇宙。目前的概念是已經通過當今學術界嚴肅的辯論，但仍然是一種猜想。大約在大爆炸之後的10-32秒，暴脹時期的暴脹場位能釋放導致宇宙的暴脹，使宇宙充滿了以物質的粒子（夸克、膠子、電子）形成濃密、熱的夸克-膠子電漿。在這個階段有著高能量的粒子交互作用創造出大量的，包括W及Z玻色子和希格斯玻色子。當宇宙膨脹和變冷，交互作用變得不太活躍，並且當宇宙年齡大約是10-12秒時，W及Z玻色子停止創建，剩餘的W及Z玻色子很快的衰變，弱交互作用在接下來的夸克時期成為短程力。 在暴脹時期之後，電弱時期的物理只有少許的推測，而大部分是比在之前更早各時期的宇宙有著更好的瞭解。W及Z玻色子的存在已經被證明，電弱理論的其它預測也經過實驗驗證。宇宙有著更好的瞭解。W及Z玻色子的存在已經被證明，電弱理論的其它預測也經過實驗驗證。
, En cosmologia física, l'època electrofeble … En cosmologia física, l'època electrofeble fou el període de l'evolució del jove univers en què la temperatura de l'univers era prou elevada per fusionar l'electromagnetisme i la força feble en una única força electrofeble (> 100 GeV). L'època electrofeble començà aproximadament 10-36 segons després del Big Bang, quan la força forta se separà de la força electrofeble. Aquesta transició de fase engegà un període d'expansió exponencial conegut com a inflació còsmica. Aproximadament 10-32 segons després del Big Bang, l'energia potencial del camp d'inflació que havia impulsat la inflació de l'univers durant l'època de la inflació fou alliberada, omplint l'univers amb un dens i calent plasma de quarks i gluons. En aquesta fase, les interaccions entre partícules eren prou energètiques per crear rtícules eren prou energètiques per crear
, حقبة الكهروضعيفة (بالإنجليزية: Electroweak … حقبة الكهروضعيفة (بالإنجليزية: Electroweak epoch) في علم الكونيات يشير المصطلح إلى فترة مبكرة من عمر الكون هبطت فيها درجة حرارته إلى حد كافي لإنفصال القوة النووية القوية عن القوة الكهروضعيفة، لكن لا تزال الحرارة فيه أعلى من الحد الحرج الذي تنفصل فيه القوتين الكهرومغناطيسية والضعيفة عن بعضهما وفق النموذج القياسي، إعتبر بعض علماء الكونيات أن الحقبة الكهروضعيفة تبدأ من حقبة التضخم عند بعد الإنفجار العظيم، بينما آخرون إعتبروا أنها تبدأ عند بعد الإنفجار عندما تم تحرير طاقة الحقل التوسعي الكامنة التي أدت إلى تضخم الكون خلال حقبة التضخم وإمتلاء الكون ببلازما كوارك-غلوون كثيفة ساخنة.لاء الكون ببلازما كوارك-غلوون كثيفة ساخنة.
, В физической космологии электросла́бая эпо … В физической космологии электросла́бая эпо́ха (или эпоха электрослабых взаимодействий) — одна из эпох в ранней истории Вселенной. Между 10−32 и 10−12секунд после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электрослабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как бозон Хиггса и W-бозон, Z-бозон.таких как бозон Хиггса и W-бозон, Z-бозон.
|
