22.3. 大爆炸时代；星系¶
在接下来的1000秒内， 核合成时代 主要是氢和氦稳定核的产生。一些质子（p:sup：+）和电子（e:sup：-）在最初的湮灭中幸存下来，它们通过弱作用力相互作用结合产生新的中子（n），这增加了剩余强子中子的供应。在这个阶段， 热核聚变 开始时，产生一种爆炸，称为原始火球，规模宏大，只是由氢弹爆炸暗示。当温度降到10度以下时9 k（大约3分钟时），中子捕获可用质子（氢核）形成氘（重氢）核；所有的原始氘（实际上，当时是氘或氢）。2 原子核）是在大爆炸的最初几分钟内产生的，但较年轻的氦随后在恒星聚变中被创造和摧毁（目前，每30000个氢原子中约有1个氘原子是存活率）。氘核和质子之间的反应可以产生氦（He:sup:3`）；反过来，两个He3 原子核可以结合形成重氦同位素（He:Sup:4）加上释放的质子。这个短暂的时代见证了原始核成分的合成——约90%的氢/氘和10%的氦（以粒子数计）和75-25%的质量（以质量计），这两种元素随后支配着宇宙，以及微量的锂。大多数氦都是在这个早期产生的，但是年轻的氦也是恒星中氢燃烧的产物；氦/氢的比率几乎保持不变，因为在恒星演化过程中，他被创造出来的新元素和转化成更重的元素的数量差不多。在这个关键的时间跨度内产生的氢原子核后来成为恒星的基本建筑材料，恒星内部核合成（融合）的位置最终产生了原子序数为26（铁或铁）的元素（symbol=z，其值是给定元素核中的唯一质子数）；在质量和频率方面，这些元素占据了宇宙中的主导元素（z>26的元素以其他方式产生，如后文所述）。
当火球随着宇宙的不断膨胀而消退时，产生的物质与中微子、核子和其他基本粒子（电离核和自由电子的混合物，称为等离子体）一起分散在一个密度仍然很高的“汤”中，主要是X射线光子辐射。质量数大于2（氦）的化学元素在这一阶段都没有出现（它们是后来在恒星中合成的）。从最初的15分钟到大约10000年（宇宙时间，即从大爆炸的那一刻起）的时间被称为 辐射时代 （意味着电磁辐射的优势）。这一阶段的宇宙是不透明的（“雾”），因为自由电子的内部散射阻止了辐射离开它的限制。随着膨胀的进行，质量当量辐射密度（e=mc2 等效性）随着质量密度的增加而降低（今天，质量密度大大超过了辐射密度，即使光子的数量 [单个，几乎无质量] 大得多 [以约10亿光子与每个重子的比率] ）因此，到了最初的10000年，宇宙已经开始成为质量控制的。这个辐射时代随着 脱钩时代 在这一阶段，冷却已经下降到3000 K以下，允许质子和氦核与形成氢和氦原子的电子结合。作为这个阶段（也称为 重组时代 ）从那时起，宇宙的大小大约是现在的1/200。自由电子数量的减少减少了散射，使得不透明的宇宙现在对辐射变得透明（允许光子通过），甚至当接近真空的星际空间变黑时，也就是说，不发出发光的自辐射，但含有非常低密度的光子和其他粒子。（大约每立方米3个原子），并且确实有助于在任何来自外部辐射源的辐射区域内自由通过。据估计，这个时代已经持续了30万年（普遍接受的价值），可能与前100万年一样长。
随着H和He原子、光子和其他粒子的分散混合物继续膨胀（从而密度逐渐降低），它最终冷却到几度开尔文左右的温度。（见Cosmo-5页的宇宙背景辐射）。质量和能量密度的大尺度变化（称为波动或种子扰动），其起源可以追溯到大爆炸的早期时刻，在不断扩大的宇宙中随机发生。在密度增加小于1%的区域，作用于无数组分之间的重力导致了吸引，形成了物质浓度稍高的区域（仍然主要是氢和氦）。辐射压力的变化也有助于这一过程，有时会抵消重力引起的致密化。随着时间的推移，这些凝块越来越密集（高达5%的密度），因为它们继续从周围吸引物质。许多凝块最终坍缩成巨大的星云（“云”），星系就是从中诞生的。一 银河系 是一种有组织的恒星聚集或聚集（但个体之间仍然以几十光年的距离相隔很远），聚集在一个包含数十亿个离散恒星的集合中。一个星系的典型最大尺寸在直径80000到150000光年之间。
早在100万年（M.Y.）（宇宙时间；从大爆炸的那一刻开始测量），也许早在早期的脱钩时代，但特别是在最初的十亿年中，原星系（早期或第一阶段星系）开始大规模组织（通过一系列超出本综述范围的过程）。随着时间的推移，这些星系演化成由恒星（局部的球形气体团）组成的全爆发星系。 [最初H和一些He] 收缩并加热到室内温度>106 K，从而发光 [辐射的] 令人惊讶的是，尽管一个星系中的恒星数量巨大，但大部分空间都是星际空间，甚至是星系际空间，星系中的单个恒星被广泛地分开（一个尺度类比：如果一颗恒星由直径只有1厘米的大理石代表，那么它与最近的相邻恒星的平均距离大约为300公里）。所有恒星（所有星系的总和）仅占宇宙空间的百万分之一：因此，在可观测空间的总体积中，“空洞”占主导地位，而发光物体是非常小的一部分（通过望远镜观察，远低于人们的预期，在望远镜中，大部分视场似乎被光点占据）。HT [星系或星系团] 因为它们之间的视距很大）。
早期星系演化的一个模型（“自上而下”）认为，当一团云从热暗（辐射但不发光）的气态物质发展而来时，它会分裂成恒星群。另一个星系模型（“自下而上”）是从冷暗（低水平电磁辐射）物质开始的局部多恒星形成过程，随后聚集成较少的恒星，这些恒星主要是通过相互碰撞（“食人”）而成长的。最近的观察表明自下而上的模型描述了主要的过程。另外，其他的调查（尤其是哈勃太空望远镜的调查） [见下文] ）表明大量的单个恒星或小星系群，其数量远远低于较小星系的数量，它们分散在星系间空间以及银河系自身恒星体积的上方和下方的晕区中。因此，恒星的形成是一个普遍的过程（见下页），它可以发生在广泛存在于局部氢气浓度的地方，产生密度足以引起引力收缩的物质云。
一种常见的群星类型是 螺旋星系 ，在顶部和边缘视图中都可以看到。这种类型由排列在扁平圆盘中的恒星组成，其中较年轻的（蓝色）恒星排列在几个突出的旋臂中，旋臂由一个中心核发出。
由更密集的老恒星（黄色到橙色）组成。典型的螺旋星系直径约为100000光年；圆盘厚度小于10000 l.y。圆盘形状是由于在一个方向上的更大程度的坍缩和角动量向圆盘臂的显著转移，这是由于潮汐（引力）与附近星系（暗物质团和一些恒星以光晕的形式存在于扁平的中央盘的上方和下方）。第二种类型（左，下），即 椭圆星系， 主要包含旧星（最多10颗12) 这样一个星系起源于碰撞、潮汐分裂和其他相互作用，通常是在矮星或主要螺旋之间。 球状星团 （右）在椭圆星系中，每颗恒星的总数为10万到100万颗；有些星系被称为 矮星系 -包含多达一亿颗恒星。因此，在整个宇宙中，星系的类型和大小的多样性是相当大的。
|图中显示了大约2500个明亮星系在外层空间一个10英里厚的楔形物中的分布，这个楔形物延伸到300百万秒。|
目前还不清楚宇宙中散布的星系的总数多少是一致的，但在某种程度上是确定的——还没有人试图计算出存在的无数星系。可以通过对可观测宇宙的各个部分进行取样，然后在环绕地球的整个天球中进行外推来进行估算。但是，请注意，如果确实有人能想象到这样的限制，那么可观测宇宙的外部范围还没有被发现（没有证据或合理的假设要求宇宙是有界或有限的）。合理的估计认为星系的数量约为1000亿（10:sup:11），典型星系中包含的恒星数量也具有相似的大小（只有几十亿恒星的小星系确实存在）。大多数星系都很古老（在大爆炸后的前20亿年，大部分星系都是有组织的），但有些星系更年轻，其中一小部分甚至可能在过去的数十亿年里开始形成。
太阳系嵌在一个螺旋星系中（我们的恒星，太阳，出生于公元前5年，位于大约3/5度外）。 [大约28000光年] 以人马座内的银河系中心为背景。从地球上看，银河系的其余部分，其附近恒星的高密度（离太阳最近的是阿尔法半人马座，距离地球4英里远），被通俗地命名为“银河”（因为我们嵌在其中的圆盘类似于夜空中弥散的“牛奶状带”）。银河系诞生的年龄估计下降了100亿年左右。像大多数螺旋星系一样，大部分恒星都出现在螺旋盘中，中心区域的数量最多。但在盘的上方和下方延伸的“光环”中发现的数字较低。它们在引力作用下与星系相联系（星系本身保持着运动的完整性——并保持在一起——由于质量很大，大多数都是看不见或不发光的）。在COBE（宇宙背景探测器）卫星（本小节第COSMO-5页描述）获取的红外图像中，银河系的大部分被成像。
|哈勃太空望远镜拍摄的银河系中心附近的一小段（13光年宽）图像。|
我们的星系——处女座超星系团的一部分（包含约250个大星系和1000个小星系）——可能是在公元前9年诞生的。离我们最近的螺旋星系仙女座星系，距离地球225000公尺。离我们更近的是两个不规则的卫星星系——大麦哲伦星云和小麦哲伦星云——距离我们大约50公里/小时（16300光年）。所有这些星系都在相对运动（分离）。螺旋星系缓慢旋转；银河系在2亿年内围绕其中心完成了一次完整的旋转。