продолжалась несколько секунд и была отмечена дальнейшим снижением температуры вещества, состоящего, по преимуществу, из элементарных частиц –
лептонов. Завершила первичную эволюцию элементарных частиц
фотонная эра, которая длилась примерно триста тысяч лет и характеризовалась дальнейшим снижением температуры, аннигиляцией электронов и позитронов, разделением частиц и античастиц и преобладанием
фотонной составляющей. Вселенная стала прозрачной для нейтрино, начались ядерные реакции синтеза гелия и других легких химических элементов, установилось их первичное соотношение.
Наконец, спустя 300.000 лет началась (и продолжается поныне) звездная эра. С ее началом – к первому миллиону лет после Взрыва – завершилась эпоха рекомбинации образовались атомы гелия и водорода), частицы стали преобладать над античастицами, и возник нейтринный газ, а также излучение, которое сейчас носит характер реликтового (и подтверждает гипотезу «горячей» Вселенной). Температура вещества опустилась до 3.000—4.500К, в нем стали проявляться гравитационные неоднородности. В течение первого миллиарда лет существования Вселенной ее температура снизилась от 3.000—45.000К до 300К. Поскольку в этот период еще не было ни звезд, ни квазаров, ни прочих источников электромагнитного излучения, а реликтовое уже «остыло», его (этот период) называют «Темным возрастом» Вселенной. Дальнейшая конденсация вещества под действием гравитационных сил привела к началу формирования звезд и галактик (или галактик и звезд – последовательность определяют две альтернативные гипотезы). Моделирование этих процессов показывает, что звезды первого поколения могли иметь массы в миллионы солнечных. Они быстро разогревались до очень высоких температур и эволюционировали в течение нескольких десятков миллионов лет, а затем взрывались как сверхновые, послужив первыми источниками «тяжелых» (тяжелее лития) химических элементов. Звезды второго поколения, содержащие ядра этих атомов, а также атомов водорода и гелия, уже не были столь массивными и горячими, как их предшественницы, и потоки ультрафиолетового ионизирующего излучения от них были значительно меньше. Повторная рекомбинация большинства атомов межзвездного и межгалактического газов привела к прозрачности пространства для электромагнитного излучения всех спектральных диапазонов. Вселенная приобрела практически такой вид, какой характеризует ее и сегодня.
Описанная картина ранней эволюции Вселенной имеет характер предположения, так или иначе теоретически аргументированного. Оно, тем не менее, является в настоящее время господствующим. Звезды, собранные в галактики, формируют категории, называемые в астрономии «звѐздные населения». Это типы звезд, которые различаются по химическому составу, по пространственному распределению, по положению на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (известной Читателю по школьной астрономии; если нет – информацию легко найти в Сети), по собственным скоростям и другим критериям. Галактики состоят из звезд, по преимуществу, одного и того же типа населения. Население I характеризуется заметным содержанием в спектре элементов тяжелее гелия (астрономы называют их «металлами»). Тяжѐлые элементы образовались в более ранних звѐздах и распространились при взрывах
