Epoken for den store forening (herefter benævnt EVO, også supersymmetriens æra [1] ) er et begreb, der bruges i kosmologien til at bestemme den anden fase af universets udvikling . På grundlag af den kosmologiske model af universet, som er ved at udvide sig, er det almindeligt accepteret, at EVO startede på tidspunktet for tiden fra ~10 −43 sekunder [2] , hvor stoftætheden var 10 92 g/cm³, og temperaturen var 10 32 K.
I den fysiske kosmologi, hvis man antager, at GUT beskriver naturen , var EVO perioden i udviklingen af det tidlige univers efter Planck-epoken og forud for den inflationære epoke . Fra det øjeblik, EVO begynder, svækkes kvanteeffekter, og den generelle relativitetsteori træder i kraft . Adskillelsen af gravitationsinteraktionen fra resten af de fundamentale interaktioner på grænsen af epokerne - Planck og den store forening - førte til en af faseovergangene af primært stof, ledsaget af en krænkelse af ensartetheden af dens tæthed . Efter adskillelsen af tyngdekraften (den første adskillelse) fra foreningen af de grundlæggende kræfter i slutningen af Planck-æraen, var tre af de fire kræfter - de elektromagnetiske , stærke og svage kræfter - stadig forenet som den elektroniske nukleare kraft . Under samlingstiden var fysiske egenskaber som masse , vægt , smag og farve meningsløse.
Det antages, at under EVO var universets temperatur sammenlignelig med de karakteristiske temperaturgradienter for forenet teori . Hvis den store foreningsenergi antages at være 10 15 GeV, vil dette svare til temperaturer over 10 27 K.
Det er almindeligt accepteret, at EVO sluttede ca. 10 −34 sekunder [3] fra tidspunktet for Big Bang , hvor stoffets tæthed var 10 74 g/cm³, og temperaturen var 10 27 K, hvilket svarer til en energi på 10 14 GeV — på dette tidspunkt fra den primære interaktion adskilles den stærke nukleare interaktion , som begynder at spille en grundlæggende rolle i de skabte forhold. Denne adskillelse førte til den næste faseovergang og, som et resultat, en storstilet udvidelse af universet - den inflationære udvidelse af universet og væsentlige ændringer i stoffets tæthed og dets fordeling i universet.
| Universets tidslinje | |
|---|---|
| De første tre minutter efter Big Bang |
|
| tidligt univers | |
| Universets fremtid | |
| Grundlæggende interaktioner | |
|---|---|