В физической космологии прото́нная эпо́ха — это период в эволюции ранней Вселенной, между 3 мин и 379 тыс. лет после Большого Взрыва.

В течение первых 20 минут протонной эпохи продолжается первичный нуклеосинтез , в процессе которого образуются элементы не тяжелее лития . Стандартная модель Большого Взрыва ( модель Лямбда-CDM ) предсказывает следующее соотношение элементов: ¹ H — 75 %, ⁴ He — 25 %, D ( ² H) — 3⋅10 ⁻⁵ , ³ He — 2⋅10 ⁻⁵ , ⁷ Li — 10 ⁻⁹ .

Примерно через 70 тыс. лет после большого взрыва вещество начинает доминировать над излучением, что приводит к изменению режима расширения Вселенной. В конце протонной эпохи, примерно через 379 тыс. лет после Большого взрыва температура Вселенной спала до уровня, что ядра смогли захватывать электроны и создавать нейтральные атомы. Вселенная становится прозрачной для фотонов теплового излучения. Как результат, фотоны стали уже не так часто взаимодействовать с веществом, произошла рекомбинация, начало распространяться фоновое космическое излучение , и впоследствии произошло формирование крупномасштабной структуры Вселенной .

См. также

• Хронология Вселенной
• Большой взрыв