Elektron
Oluşumu

Büyük Patlama teorisine göre patlamanın ilk milisaniyesinde, sıcaklık 10 milyar Kelvin'in üzerindeydi ve fotonların ortalama enerjisi bir milyon elektronvolttan yüksekti. Bu fotonlar elektron ve pozitron çiftleri kurmak için birbirleriyle etkileşime girmeye yetecek kadar enerjiye sahipti. Aynı şekilde, pozitron-elektron çiftleri birbirlerini annihilasyona uğratarak enerjili fotonlar yaydı:
Elektron, proton ve fotonlar arasındaki bu denge, evrenin evriminin bu safhası boyunca devam etti. 15 saniye geçmesinin ardından evrenin sıcaklığı, elektron-pozitron yapısının ortaya çıkma eşiğinin altına düştü. Kalan elektron ve pozitronların çoğu, evreni tekrar ısıtan gama radyasyonu salınımı yaparak birbirlerini annihilasyona uğrattılar.
Annihilasyon süreci boyunca, bilinmeyen nedenlerden ötürü parçacık sayısı antiparçacığınkinden fazla olmasından ötürü her bir milyar elektron-pozitron çiftinden bir kadar elektron arta kaldı. Bu durum, antiprotonlar yerine fazla protonların eşleşmelerine ve baryon asimetrisi olarak adlandırılan durumun ortaya çıkmasıyla evrendeki net yükün sıfır olmasına yol açtı. Kalan proton ve nötronlar, nükleosentez olarak bilinen süreçle, hidrojen ve helyum izotopları ile eser miktarda lityum oluşturacak biçimde birbirleriyle reaksiyonlara girmeye başladılar. Bu süreç, yaklaşık 5 dakikanın ardından zirve yaptı. Kalan nötronlar, yaklaşık bin saniyelik yarı ömürlerinin ardından negatif beta bozunmasına maruz kalarak birer proton ve elektron yaydı:
Sonraki 300.000-400.000 yıllık süreçte arta kalan elektronlar, atom çekirdeğiyle bağ kurmak için fazla enerjiye sahipti. Yeniden birleşme olarak adlandırılan sonraki safhada, nötr atomlar oluştu ve genişleyen evren, radyasyona uğrayabilecek derecede saydamlaştı.
Büyük Patlama'dan kabaca bir milyon yıl sonra yıldızların birinci nesli oluşmaya başladı. Yıldızlarda gerçekleşen nükleosentez, atom çekirdeğinin füzyonu sonrasında, elektronlarla annihilasyona uğrayarak gama ışınları salan pozitronların oluşumuna yol açar. Süreç, elektron sayısında sabit bir düşüş ve nötron sayısında bununla eşdeğer bir artışla sonuçlanır. Bununla birlikte yıldız evrimi süreci, radyoaktif izotopların senteziyle de yaşanabilir. Seçilmiş izotoplar, beta bozunmasına maruz kalarak atom çekirdeğinden birer elektron ve antinötrino salınımı yapabilirler. Bozunarak nikel-60 (60Ni) oluşturan kobalt-60 (60Co) izotopu, bu duruma örnektir.
Güneş'inkinden yaklaşık 20 kat büyük kütleli yıldızlar, yaşam süresinin sonunda kütleçekimsel çökmeye uğrayarak kara delik oluşturabilirler. Klasik fiziğe göre bu nesneler, elektromanyetik radyasyon dahil, Schwarzschild yarıçapından kaçınacak herhangi bir şeyi engelleyecek kadar güçlü bir kütleçekimsel çekime sahiptirler. Ancak kuantum mekaniği etkilerinin potansiyel olarak bu mesafeden Hawking radyasyonunun yayılımına izin verdiği tahmin edilir. Elektron ve pozitronların, bu yıldız kalıntılarının olay ufkunda meydana geldiği düşünülür.
Sanal bir parçacık çifti (örneğin elektron-pozitron çifti) olay ufku civarında oluştuğunda rastgele uzamsal dağılımı, bu parçacıklardan birinin dışarıda görünmesine izin verir. Bu süreç, kuantum tünelleme olarak adlandırılır. Kara deliğin kütleçekimsel potansiyeli, bu sanal parçacığın gerçek parçacığa dönüşmesi için gereken enerjiyi sağlayabilir. Buna karşılık çiftin diğer üyesine kara delik tarafından, kütle enerjisinde net bir kayba yol açan negatif enerji verilir. Hawking radyasyonunun oranı, kütlenin azalmasıyla artar ve bu artış, kara deliğin patlayıncaya kadar buharlaşmasına yol açar.
Kozmik ışınlar, yüksek enerjiyle uzayda hareket eden parçacıklardır ve bunlardaki en yüksek enerji değeri 3,0×1020 eV olarak kaydedilmiştir. Bu parçacıklar Dünya atmosferinde nükleonlarla çarpışınca, pionların da yer aldığı bir parçacık sağanağına neden olur. Dünya'nın yüzeyinden gözlemlenen kozmik radyasyonun yarısından fazlası, mezosferdeki pionların bozunması sonucu oluşan leptonlar olan müonları içerir:
Müonlar da elektron ya da pozitron oluşturacak şekilde bozunabilirler: