Die Quark-Ära kennzeichnet eine bestimmte frühe Entwicklungsphase des Universums, als die kosmische Urmaterie dominiert war von Quarks.

Es war heiß, sehr heiß!

Die typische Temperatur der Quark-Ära lag zu Beginn bei etwa 10²² Kelvin oder 10⁹ GeV. Dieser Zustand herrschte etwa 10^-23 Sekunden nach dem Urknall. In dieser Phase gab es noch keine Atomkerne, nicht einmal gebundene Zustände aus Quarks, die Hadronen (erst in der Hadronen-Ära). Diese Urmaterie war unstrukturiert und nur aus Elementarteilchen zusammengesetzt. Die Quarks waren frei und existierten zusammen mit den Austauschteilchen der starken Wechselwirkung, den Gluonen, in einem Zustand namens Quark-Gluonen-Plasma (QGP). Bei einer Temperatur von 10¹² Kelvin oder 100 MeV ist das QGP noch vorhanden.

Quarks & Leptonen

Neben dem primordialen QGP gab es freie Leptonen, wie Elektronen, Positronen, Myonen und Neutrinos. Alle diese Elementarteilchen wurden am Ende der GUT-Ära erzeugt, als die superschweren X-Bosonen und Y-Bosonen zerfallen waren.

Asymmetrie als Voraussetzung für unsere Existenz

Dabei stellte sich ein geringfügiges, aber hochrelevantes Missverhältnis zwischen Teilchen und Antiteilchen ein. Diese Asymmetrie ist wichtig, damit verständlich wird, weshalb es überhaupt baryonische Materie im Universum gibt (siehe Baryogenese).

Es wurde kalt, zu kalt!

Als das Universum etwa 10^-5 Sekunden alt war und eine Temperatur von 200 MeV erreichte, konnten die Quarks nicht länger als freie Teilchen existieren. Sie schlossen sich zu Zweier- (Mesonen) und Dreiergruppen (Baryonen) zusammen (beide Teilchengruppen als Hadronen subsumiert). Diesen Phasenübergang nennt man QCD-Phasenübergang (engl. QCD freezeout) oder Quark-Hadron-Übergang. Er markiert das Einsetzen des Quark confinements, wo also die Quarks in Teilchenverbänden eingeschlossen wurden. Dieser Vorgang war abgeschlossen, als das Universum eine Sekunde alt wurde. Dann konnten die Baryonen in der Epoche der primordialen Nukleosynthese schließlich die ersten leichten Atomkerne bilden.