নিচে খুব প্রাথমিক মহাবিশ্বের একটি সময়রেখা দেওয়া হলো (সময় এবং তাপমাত্রা আনুমানিক):
প্ল্যাঙ্ক যুগ — ০ থেকে 10⁻⁴³ সেকেন্ড
অতিমাত্রা সংক্ষিপ্ত প্ল্যাঙ্ক যুগ-এ, মহাবিশ্বের শুরু থেকে (t=0) প্রায় 10⁻⁴³ সেকেন্ড পর্যন্ত, চারটি মৌলিক শক্তি — মাধ্যাকর্ষণ শক্তি, বৈদ্যুতচৌম্বকীয় শক্তি, এবং শক্তিশালী ও দুর্বল নিউক্লিয়ার শক্তি — একটি একক, সুপার ফোর্সে একীভূত ছিল বলে মনে করা হয়।
এই সময়ে, মহাবিশ্ব অত্যন্ত ঘন এবং গরম ছিল, একটি সিঙ্গুলারিটি হিসেবে যা একটি উপপরমাণবিক কণার চেয়েও ছোট ছিল। এটি এমন এক রাজ্য যেখানে আমাদের বর্তমান পদার্থবিজ্ঞানের আইন, বিশেষ করে সাধারণ আপেক্ষিকতা ও কোয়ান্টাম মেকানিক্স, ব্যর্থ হয় এবং ঘটমান ঘটনাগুলো বর্ণনা করতে যথেষ্ট নয়। এই যুগ সম্পূর্ণভাবে বোঝার জন্য আমাদের একটি কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ শক্তির তত্ত্বের প্রয়োজন।
মহা একীকরণ যুগ — 10⁻⁴³ থেকে 10⁻³⁶ সেকেন্ড
মহা একীকরণ যুগ প্রায় 10⁻⁴³ থেকে 10⁻³⁶ সেকেন্ড পর্যন্ত বিস্তৃত ছিল। এই সময়ে, মাধ্যাকর্ষণ শক্তি অন্যান্য মৌলিক শক্তি থেকে পৃথক হয়ে গেছে, কিন্তু শক্তিশালী, দুর্বল এবং বৈদ্যুতচৌম্বকীয় শক্তি এখনও একটি "মহা একীভূত শক্তি" হিসেবে ছিল।
মহাবিশ্ব অত্যন্ত গরম এবং ঘন থাকছিল এবং এটি কোয়র্ক, লেপটন ও তাদের অ্যান্টিপার্টিকেলসহ মৌলিক কণার প্লাজমায় পূর্ণ ছিল, সাথে অত্যন্ত শক্তিশালী ফোটন। ধারণা করা হয়, এই সময়ে এক্স এবং ওয়াই বোজন নামে অদ্ভুত কণাগুলি বিদ্যমান ছিল এবং পারস্পরিক ক্রিয়ায় অংশ নিত। শক্তির মাত্রা এত বিশাল ছিল যে কণার পারস্পরিক ক্রিয়া সহজেই পদার্থকে শক্তিতে এবং শক্তিকে পদার্থে রূপান্তরিত করতে পারত।
ইনফ্লেশনারি যুগ — 10⁻³⁶ থেকে 10⁻³² সেকেন্ড
ইনফ্লেশনারি যুগ, প্রায় 10⁻³⁶ থেকে 10⁻³² সেকেন্ড পর্যন্ত, মহাবিশ্বের অত্যন্ত দ্রুত ও সূচকীয় সম্প্রসারণের সময়কাল ছিল। এটি একটি কাল্পনিক স্কেলার ফিল্ড (ইনফ্লাটন ফিল্ড) দ্বারা প্ররোচিত হয়েছিল, এবং মহাবিশ্ব অতি সংক্ষিপ্ত সময়ের মধ্যে কমপক্ষে 10²⁶ গুণ বৃদ্ধি পেয়েছিল।
এই দ্রুত সম্প্রসারণের ফলে মহাজাগতিক সমস্যাগুলি যেমন হরাইজন সমস্যা এবং ফ্ল্যাটনেস সমস্যা সমাধান করা সম্ভব হয়েছে বলে ধারণা করা হয়। ইনফ্লেশনের সময় মহাবিশ্ব সমানভাবে সমান হয়ে যায় এবং কোয়ান্টাম ফ্লাকচুয়েশনগুলি ম্যাক্রোস্কোপিক স্কেলে প্রসারিত হয়ে আজকের বৃহৎ-স্কেলের মহাকাশ কাঠামোর বীজ হিসেবে কাজ করে। ইনফ্লেশনের শেষে, ইনফ্লাটন ফিল্ডের শক্তি ক্ষয় হয়, মহাবিশ্বকে পুনরায় গরম করে এবং কণার গরম, ঘন প্লাজমা তৈরি করে, যা ইলেকট্রোউইক যুগে রূপান্তরিত হয়।
কোয়র্ক যুগ — 10⁻³² থেকে 10⁻⁶ সেকেন্ড
কোয়র্ক যুগ, প্রায় 10⁻³² থেকে 10⁻⁶ সেকেন্ড পর্যন্ত, মহাবিশ্ব তখন এতটা শীতল ছিল যে শক্তিশালী শক্তি ইলেকট্রোউইক শক্তি থেকে আলাদা হয়ে গিয়েছিল, তবে কোয়র্ক এখনও হ্যাড্রন (যেমন প্রোটন ও নিউট্রন) তৈরি করতে সক্ষম ছিল না।
এই যুগে মহাবিশ্ব একটি গরম, ঘন কোয়র্ক-গ্লুয়ন প্লাজমা ছিল। এটি কোয়র্ক, লেপটন (ইলেকট্রন, নিউট্রিনো) এবং তাদের অ্যান্টিপার্টিকেল, গ্লুয়ন এবং ফোটন দিয়ে পূর্ণ ছিল। কোয়র্ক এবং গ্লুয়ন এই প্লাজমার মধ্যে স্বাধীনভাবে চলাফেরা করত, যৌগিক কণা তৈরি করতে পারত না। মহাবিশ্ব সম্প্রসারিত ও শীতল হওয়ার সাথে সাথে কোয়র্ককে হ্যাড্রনের মধ্যে বন্দী করার শর্ত তৈরি হতে শুরু করে, যা পরবর্তী যুগের দিকে নিয়ে যায়।
হ্যাড্রন যুগ — 10⁻⁶ সেকেন্ড থেকে ১ সেকেন্ড
হ্যাড্রন যুগ, প্রায় 10⁻⁶ সেকেন্ড থেকে প্রায় ১ সেকেন্ড পর্যন্ত, একটি গুরুত্বপূর্ণ পরিবর্তনের সময়কাল। মহাবিশ্ব সম্প্রসারিত এবং শীতল হয়ে যখন সমালোচনামূলক তাপমাত্রার নিচে আসে (প্রায় 10¹³ কেলভিন), তখন শক্তিশালী শক্তি যথেষ্ট শক্তিশালী হয়ে কোয়র্ককে হ্যাড্রনে বাঁধতে সক্ষম হয়।
এই সময়ে, মহাবিশ্বে হ্যাড্রন ও অ্যান্টি-হ্যাড্রন প্রাধান্য ছিল, যা ক্রমাগত তৈরি এবং ধ্বংস হত। তবে প্রাথমিক মহাবিশ্বে সামান্য অসমতা, যেখানে পদার্থ সামান্য বেশি ছিল অ্যান্টিম্যাটারের চেয়ে (প্রায় ১ অতিরিক্ত প্রোটন প্রতি এক বিলিয়ন প্রোটন-অ্যান্টিপ্রোটন জোড়ার জন্য), কিছু পদার্থ বেঁচে থাকতে পারল। এই বেঁচে থাকা পদার্থ পরে সব কাঠামো গঠনে সহায়ক হয়। যুগের শেষে, বেশিরভাগ হ্যাড্রন-অ্যান্টিহ্যাড্রন জোড়া ধ্বংস হয়ে যায়, এবং লেপটন ও ফোটন প্রধান উপাদান হিসেবে থাকে।
লেপটন ও নিউক্লিওসিন্থেসিস যুগ — ১ সেকেন্ড থেকে ৩ মিনিট
লেপটন যুগ (১ থেকে প্রায় ১০ সেকেন্ড): অধিকাংশ হ্যাড্রনের ধ্বংসের পরে, মহাবিশ্ব এখনও পর্যাপ্ত গরম ছিল লেপটন (যেমন ইলেকট্রন, মিউন, নিউট্রিনো) এবং অ্যান্টিলেপটনদের তাপীয় সমতা বজায় রাখতে, ক্রমাগত তৈরি এবং ধ্বংস হতে। মহাবিশ্ব আরও শীতল হওয়ার সাথে সাথে, অধিকাংশ লেপটন-অ্যান্টিলেপটন জোড়া (ইলেকট্রন ও পজিট্রন বাদে) ধ্বংস হয়ে যায়, কিছু অতিরিক্ত ইলেকট্রন অবশিষ্ট থাকে, যেমন ব্যারিয়ন অসমতা প্রোটন ও নিউট্রনের জন্য। নিউট্রিনো অন্য পদার্থ এবং শক্তি থেকে আলাদা হয়ে যায়, কসমিক নিউট্রিনো ব্যাকগ্রাউন্ড তৈরি করে।
নিউক্লিওসিন্থেসিস যুগ (~৩ মিনিট): যখন তাপমাত্রা প্রায় এক বিলিয়ন কেলভিনে নেমে আসে, তখন প্রোটন ও নিউট্রন অবশেষে একত্রিত হয়ে হালকা মৌলগুলির নিউক্লিয়াস তৈরি করে—প্রধানত ডিউটেরিয়াম, হিলিয়াম-৪ এবং অল্প পরিমাণ হিলিয়াম-৩ ও লিথিয়াম-৭। এই প্রক্রিয়াকে বিগ ব্যাং নিউক্লিওসিন্থেসিস (BBN) বলা হয় এবং এটি কয়েক মিনিট স্থায়ী হয়। মহাবিশ্ব দ্রুত সম্প্রসারিত ও শীতল হওয়ায় পরবর্তীতে নিউক্লিয়ার ফিউশন সম্ভব হয়নি। আজকের পর্যবেক্ষণকৃত এই মৌলগুলির সঠিক অভাব বিগ ব্যাং মডেল সমর্থনের শক্তিশালী প্রমাণ।
ফোটন যুগ — ৩ মিনিট থেকে ৩৮০,০০০ বছর
ফোটন যুগ, প্রায় ৩ মিনিট থেকে ৩৮০,০০০ বছর পর্যন্ত, ফোটনের (রেডিয়েশন) প্রাধান্য ছিল। নিউক্লিওসিন্থেসিসের পরে, মহাবিশ্ব মূলত একটি গরম, অস্বচ্ছ প্লাজমা হিসেবে ছিল, যা ছিল পরমাণু নিউক্লিয়াস (প্রধানত হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম), ইলেকট্রন এবং প্রচুর ফোটন দিয়ে পূর্ণ।
এই যুগে, ফোটনের শক্তি ঘনত্ব পদার্থের চেয়ে বেশি ছিল। মুক্ত ইলেকট্রন ফোটনকে ক্রমাগত ছড়াত, ফলে আলো দূরে যেতে পারত না। অর্থাৎ মহাবিশ্ব অস্বচ্ছ ছিল, যেমন একটি তারকার ভেতরের অংশ। পরমাণু নিউক্লিয়াস ও ইলেকট্রন একত্রিত হয়ে নিরপেক্ষ পরমাণু তৈরি করতে পারত না, কারণ শক্তিশালী ফোটন তা অবিলম্বে আয়নিত করে দিত। এই ঘন, আয়নিত অবস্থা প্রাথমিক মহাবিশ্বের "কুয়াশা" নামে পরিচিত।
মহাবিশ্ব সম্প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে এটি শীতল হয়। এই শীতল হওয়া পরবর্তী গুরুত্বপূর্ণ পরিবর্তনের জন্য অপরিহার্য ছিল, কারণ ফোটন অবশেষে পর্যাপ্ত শক্তি হারিয়ে স্থির, নিরপেক্ষ পরমাণুর গঠন সম্ভব করে।
পুনঃসমবায়ন — ~৩৮০,০০০ বছর
প্রায় ৩৮০,০০০ বছর পরে, একটি গুরুত্বপূর্ণ ঘটনা ঘটে, যাকে পুনঃসমবায়ন (বা কখনও "ডিকাপলিং") বলা হয়। তখন মহাবিশ্ব সম্প্রসারিত ও শীতল হয়ে প্রায় ৩,০০০ কেলভিনে পৌঁছায়।
এই সমালোচনামূলক তাপমাত্রায়, ফোটন আর পর্যাপ্ত শক্তি রাখে না যাতে হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম নিউক্লিয়াস আয়নিত থাকে। ফলে মুক্ত ইলেকট্রন পরমাণু নিউক্লিয়াসের সাথে যুক্ত হয়ে প্রথম স্থিতিশীল, নিরপেক্ষ পরমাণু তৈরি করে। একবার ইলেকট্রন পরমাণুর সাথে যুক্ত হলে, তারা ফোটনকে কার্যকরভাবে ছড়াতে পারে না।
এই ঘটনার দুটি গুরুত্বপূর্ণ প্রভাব ছিল:
- স্বচ্ছতা: মহাবিশ্ব হঠাৎ করে আলোকে স্বচ্ছ হয়ে যায়। ফোটন, যা আগে আটকানো ছিল এবং মুক্ত ইলেকট্রনের সাথে ক্রমাগত ছড়াচ্ছিল, এখন মহাবিশ্বের মধ্যে অবাধে চলাচল করতে পারত।
- কসমিক মাইক্রোওয়েভ ব্যাকগ্রাউন্ড (CMB): এই ফোটনগুলোই আজকের কসমিক মাইক্রোওয়েভ ব্যাকগ্রাউন্ড (CMB) হিসেবে দেখা যায়। CMB হলো বিগ ব্যাং-এর "পরবর্তীকালের আলো"। এটি পুনঃসমবায়নের মুহূর্তে মহাবিশ্বের একটি স্ন্যাপশট, যা বিলিয়ন বছর ধরে সম্প্রসারণের ফলে মাইক্রোওয়েভ ফ্রিকোয়েন্সিতে রেডশিফট হয়েছে। CMB-তে ছোট তাপমাত্রার পরিবর্তন প্রাথমিক মহাবিশ্বের কাঠামো এবং গ্যালাক্সি গঠনের বীজ সম্পর্কে গুরুত্বপূর্ণ প্রমাণ দেয়।
পুনরায়নীকরণ ও প্রথম তারকার জন্ম — ~১০০ মিলিয়ন বছর
পুনরায়নীকরণ এবং প্রথম তারকাগুলোর গঠন মহাজাগতিক "পুনর্জাগরণের" একটি নাটকীয় সময়কাল উপস্থাপন করে, যা বিগ ব্যাং-এর প্রায় ১০০ মিলিয়ন বছর পরে ঘটে, মহাজাগতিক "ডার্ক এজেস" এর পর।
মহাজাগতিক ডার্ক এজেস (৩৮০,০০০ বছর থেকে ~১০০ মিলিয়ন বছর): পুনঃসংযোজনের পরে, মহাবিশ্ব নিরপেক্ষ এবং স্বচ্ছ হয়ে যায়, কিন্তু তখনও কোনো তারকা বা গ্যালাক্সি তৈরি হয়নি। মহাবিশ্ব নিরপেক্ষ হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের গ্যাস দিয়ে পূর্ণ ছিল, এবং একমাত্র বিকিরণ ছিল ক্রমবর্ধমান রেডশিফট হওয়া কসমিক মাইক্রোওয়েভ ব্যাকগ্রাউন্ড। এই সময়কাল "ডার্ক এজেস" নামে যথাযথভাবে পরিচিত, কারণ তখন কোনো আলোকিত উৎস ছিল না।
প্রথম তারকা এবং পুনরায়নীকরণ (~১০০ মিলিয়ন বছর এবং তারপরে): সময়ের সঙ্গে সঙ্গে, নিরপেক্ষ গ্যাসে ক্ষুদ্র ঘনত্বের ফ্লাকচুয়েশন (যা ইনফ্লেশনের সময় সৃষ্টি হয়েছিল এবং CMB-এ দেখা গেছে) মহাকর্ষের প্রভাবে বৃদ্ধি পেতে শুরু করে। শেষ পর্যন্ত, সবচেয়ে ঘন অঞ্চলে, গ্যাস সংকুচিত হয়ে প্রথম তারকাগুলো তৈরি করে, যাদের বলা হয় পপুলেশন III তারকা। এই তারকাগুলো সম্ভবত বিশাল, উষ্ণ এবং অল্পজীবী ছিল, প্রায় সম্পূর্ণভাবে হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম দিয়ে গঠিত (কারণ তখন ভারী উপাদান তৈরি হয়নি)।
এই প্রথম তারকাগুলো থেকে নির্গত তীব্র আলট্রাভায়োলেট বিকিরণ, এবং পরে প্রথম কোয়াজার এবং গ্যালাক্সিগুলো থেকে, মহাবিশ্বে ভরা নিরপেক্ষ হাইড্রোজেন গ্যাসকে আয়নিত করতে শুরু করে। এই প্রক্রিয়াটিকে পুনরায়নীকরণ বলা হয়, যা মূলত পুনঃসংযোজনকে উল্টে দেয়, নিরপেক্ষ আন্তঃগ্যালাকটিক মাধ্যমকে পুনরায় আয়নিত প্লাজমায় রূপান্তরিত করে। তবে, প্রাথমিক মহাবিশ্বের গরম ও ঘন প্লাজমার তুলনায়, এই পুনঃআয়নিত প্লাজমা অনেক বেশি ছড়িয়ে ছিল। পুনরায়নীকরণ একটি ধীর প্রক্রিয়া ছিল যা সম্ভবত কয়েক শত মিলিয়ন বছর সময় নিয়েছিল, ফলে মহাবিশ্ব আবার UV আলোতে স্বচ্ছ হয়ে যায় এবং আজ আমরা যে জটিল মহাজাগতিক কাঠামো দেখি, তার জন্য মঞ্চ প্রস্তুত হয়।
গ্যালাক্সি গঠন ও কসমিক ওয়েব — ১–৯ বিলিয়ন বছর
গ্যালাক্সি গঠন এবং কসমিক ওয়েবের যুগ, যা প্রায় ১ বিলিয়ন থেকে ৯ বিলিয়ন বছর পরে বিগ ব্যাং-এর পর বিস্তৃত, মহাবিশ্বকে একটি তুলনামূলকভাবে মসৃণ গ্যাস বণ্টন থেকে জটিল, বিস্তৃত গ্যালাক্সি, ক্লাস্টার এবং ফাঁকা অঞ্চলের নেটওয়ার্কে রূপান্তরিত হতে দেখায়, যা আমরা আজ পর্যবেক্ষণ করি।
প্রথম তারকাগুলোর গঠনের পর, মহাকর্ষ পদার্থকে একত্র টেনে নিয়ে যেতে থাকে। কয়েক শত মিলিয়ন বছরের মধ্যে, প্রাথমিক ছোট ডার্ক ম্যাটার এবং গ্যাসের গুচ্ছ বড় হতে থাকে, এবং শেষ পর্যন্ত প্রথম প্রোটো-গ্যালাক্সি তৈরি হয়। এই প্রাথমিক গ্যালাক্সিগুলো আধুনিক গ্যালাক্সিগুলোর তুলনায় সাধারণত ছোট এবং অনিয়মিত ছিল।
মহাকর্ষীয় ক্রিয়া, মার্জার এবং গ্যাসের অধিগ্রহণের মাধ্যমে এই প্রোটো-গ্যালাক্সিগুলো বড় এবং জটিল কাঠামোতে রূপান্তরিত হয়। এই গ্যালাক্সিগুলোর মধ্যে তারকা গঠনের ফলে ইন্টারস্টেলার মাধ্যম ভারী উপাদান (তারকার ভেতরের অংশ এবং সুপারনোভায় উৎপন্ন) দ্বারা সমৃদ্ধ হয়, যা পরবর্তী প্রজন্মের তারকা, গ্রহ এবং এমনকি জীবন গঠনে সহায়ক হয়।
একই সময়ে, বৃহৎ স্কেলে মহাবিশ্বে পদার্থের বণ্টন সমান ছিল না। ডার্ক ম্যাটার গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করে, একটি বিস্তৃত ফিলামেন্টারি নেটওয়ার্ক তৈরি করে, যা কসমিক ওয়েব নামে পরিচিত। গ্যালাক্সি এবং গ্যালাক্সি ক্লাস্টার এই ফিলামেন্টের সাথে অবস্থিত এবং তাদের ছেদবিন্দুতে রয়েছে, যখন বিস্তৃত, খালি অঞ্চল যা ভয়েড নামে পরিচিত, তাদের মধ্যে অবস্থান করে। এই বৃহৎ-স্কেলের কাঠামো মূলত প্রাথমিক মহাবিশ্বের ক্ষুদ্র ঘনত্বের ফ্লাকচুয়েশনের মহাকর্ষীয় বৃদ্ধির সরাসরি ফলাফল।
বর্তমান মহাবিশ্ব — ≈৯–১৩.৮ বিলিয়ন বছর
"বর্তমান মহাবিশ্ব" যুগ, প্রায় ৯ বিলিয়ন বছর পরে বিগ ব্যাং থেকে শুরু করে বর্তমানে প্রায় ১৩.৮ বিলিয়ন বছর বয়স পর্যন্ত বিস্তৃত, আমাদের আজকের পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাজাগতিক দৃশ্য এবং নিকট ভবিষ্যতের চিত্র উপস্থাপন করে।
এই দীর্ঘ সময়কালে, গ্যালাক্সি ক্লাস্টার এবং সুপারক্লাস্টারের মতো বৃহৎ-স্কেলের কাঠামোর গঠন চলতে থাকে, যদিও ধীর গতিতে। গ্যালাক্সিগুলো বিকশিত হতে, মিশতে এবং ক্রিয়াশীল হতে থাকে, যার ফলে আমরা বিভিন্ন আকৃতির গ্যালাক্সি দেখি—মিল্কি ওয়ে মতো গ্র্যান্ড স্পাইরাল, ঈলিপটিক জায়ান্ট এবং অনিয়মিত বামপাড়া। তারকা ক্রমাগত জন্মায়, তাদের জীবনকাল অতিবাহিত করে এবং মারা যায়, ফলে মহাবিশ্ব ভারী উপাদান দ্বারা সমৃদ্ধ হয় যা গ্রহ, অ্যাস্টেরয়েড এবং পরবর্তীতে জীবন গঠনে অবদান রাখে।
এই যুগে একটি গুরুত্বপূর্ণ পরিবর্তন হল মহাবিশ্বের ত্বরিত সম্প্রসারণ, যা ডার্ক এনার্জি দ্বারা চালিত। প্রায় ৫–৬ বিলিয়ন বছর আগে, মহাজাগতিক স্তরে ডার্ক এনার্জি মহাকর্ষের ওপর প্রাধান্য পেতে শুরু করে, যার ফলে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ দ্রুত হয়। এই ত্বরিত সম্প্রসারণ মহাজাগতিক ভবিষ্যৎ বিকাশকে প্রভাবিত করে, গ্যালাক্সিগুলো একে অপর থেকে কতদূর সরে যাবে তা নির্ধারণ করে এবং সম্ভাব্যভাবে মহাবিশ্বের চূড়ান্ত ভাগ্য নির্ধারণ করতে পারে।
আমরা বর্তমানে একটি গতিশীল মহাবিশ্বে আছি, যেখানে তারকা জ্বলছে, গ্রহ পরিভ্রমণ করছে, এবং অন্তত একটি গ্রহে (পৃথিবী) জীবন উদ্ভূত হয়েছে। মহাবিশ্বের আমাদের বোঝাপড়া ক্রমাগত বৃদ্ধি পাচ্ছে, এর বিস্তৃতি, জটিলতা এবং চলমান বিকাশকে উদঘাটন করছে।
