Kosmologische Rekombination: Als das Universum transparent wurde

Was ist kosmologische Rekombination?

Die Rekombination ist die Zeit, in der etwa 380.000 Jahre nach demUrknall (wissenschaftliches Modell, das den Ursprung und die Entwicklung des Universums beschreibt), die Temperatur des Universums ist unter 3000 K gesunken. Die freien Elektronen konnten sich dann an die Protonenkerne binden und daraus Atome bildenneutraler Wasserstoff. Dieser Prozess ermöglichte es den Photonen, die bis dahin in einem undurchsichtigen Plasma gefangen waren, sich frei zu bewegen: Das Universum entstandtransparent.

Hinweis::
L'neutraler Wasserstoffentspricht einem Wasserstoffatom, dessen Proton an ein Elektron gebunden ist, ohne ionisiert zu werden. Dieses mit H I bezeichnete Gas ist nach der Rekombination der dominierende Bestandteil des Universums. Seine Häufigkeit und Verteilung kann anhand der sogenannten „21 cm“-Emission untersucht werden, die aus einem Hyperfeinübergang des Elektrons in den Grundzustand resultiert. Nicht zu verwechseln mit dem RochenLyman-α(121,6 nm), was einem elektronischen Übergang zwischen den Niveaus \(n=2\) und \(n=1\) entspricht.

Ein Wendepunkt für das Universum

Dieser Moment markierte die Befreiung vonkosmischer Mikrowellenhintergrund (fossile Strahlung zeugt vom Zustand des Uruniversums)(CMB), erstmals beobachtet vonArno Penzias(1933-2024) undRobert Wilson(1936-) im Jahr 1965. Die Rekombination erfolgte nicht augenblicklich, sondern schrittweise und erstreckte sich über mehrere Zehntausend Jahre.

Beobachtungsfolgen

Die Rekombination ermöglicht es uns nun, das junge Universum zu erforschen. Die kleinen Temperaturschwankungen des CMB, gemessen von SatellitenCOBE, WMAPUndPlanck, stehen in direktem Zusammenhang mit den in diesem Moment vorhandenen Anisotropien. Sie stellen eine Fundgrube an Informationen über die Dichte der Materie, die Geometrie des Universums und die Anfangsbedingungen für die Entstehung von Galaxien dar.

Hinweis::
DERAnisotropiendes kosmischen Mikrowellenhintergrunds beziehen sich auf die winzigen Temperaturschwankungen (≈ 10).^-5) in der fossilen Strahlung beobachtet. Sie spiegeln lokale Unterschiede in Dichte und Geschwindigkeit im Urplasma vor der Rekombination wider. Diese Inhomogenitäten dienten als Gravitationskeime für die Entstehung von Galaxien und großen Strukturen. Ihre präzise Kartierung stellt einen der besten Beweise für das Urknallmodell dar.

• Quellen:Saha, Physical Review 1931 (neues Fenster), Penzias & Wilson, ApJ 1965 (neues Fenster), NASA COBE-Mission (neues Fenster), ESA-Planck-Mission (neues Fenster).