Nach der primordialen Nukleosysnthese, etwa 10 Minuten nach dem Urknall, bestand das frühe Universum aus Atomkernen, Elekronen und Photonen.

Erst 380.000 Jahre nach dem Urknall war das Universum durch weitere Ausdehnung so weit abgekühlt, dass sich Elektronen mit Atomkernen zu neutralen Molekülen verbinden konnten. Die Temperatur lag zu diesem Zeitpunkt bei etwa 3.000 Kelvin, die kinetsche Energie bei 0,03 MeV. Das Universum hatte einen Durchmesser von ungefähr 85 Millionen Lichtjahren.

Jetzt gab es keine freien Atomkerne und Elektronen mehr, mit denen die Photonen wechselwirken konnten. Das Universum wurde „durchsichtig“.

Die kosmische Hintergrundstrahlung

Nach der Vereinigung von Atomkernen und Elektronen (Rekombination) konnten sich die Photonen nahezu ungehindert durch das Universum bewegen, da sie nicht mehr gestreut wurden. Diese kosmische Hintergrundstrahlung (auch CMB, Cosmic Microwave Background) kann man heute noch messen. Sie ist laut NASA eine „Baby-Aufnahme des Universums“.

Heute ist diese Strahlung, die zu Beginn kurzwellig war, durch die Ausdehnung des Universums zu längeren Wellenlängen hin verschoben und liegt nun im Mikrowellenbereich. In jedem Kubikzentimeter Weltraum gibt es heute noch etwa 400 dieser Photonen. Im Zeitalter der Röhren-Fernsehgeräte bestand ungefähr ein Prozent des statischen Rauschens aus dieser Hintergrundstrahlung.

Die kosmische Hintergrundstrahlung ist nahezu gleichmäßig verteilt, aber eben nicht vollständig gleichmäßig. Während die durchschnittliche Temperatur der Strahlung bei 2,725 Kelvin liegt, sind manche Bereiche um wenige hunderttausendstel Kelvin wärmer oder kälter.

Zum einen erkennt man hier Dichteschwankungen, die später zur Bildung der ersten Galaxien und Sterne geführt haben. Dort, wo das Plasma etwas heißer war, gab es energiereichere Photonen, die zu Materieansammlungen geführt haben. An den kälteren Stellen entstand leerer interstellarer Raum.

Zum anderen lässt sich aus der Analyse der Feinstruktur der kosmischen Hintergrundstrahlung der Anteil der Dunklen Materie und der Dunklen Energie im Universum berechnen:

• 4,9 % der Masse des Universums besteht aus den bekannten Standardteilchen (Atomen)
• 26,8 % der Masse besteht aus Dunkler Materie, die Gravitation erzeugt
• 68,3 % der Masse besteht aus Dunkler Energie, die negativen Druck erzeugt

Rekombination und Reionisierung

Nach der Rekombination von Atomkernen und Elektronen war die einzige Quelle für Photonen die Emission durch eine Änderung des Energiezustands von Wasserstoffatomen. Diese haben eine Wellenlänge von 21,1 cm im Vakuum. Freie Photonen, die noch vorhanden waren, änderten schnell (innerhalb von drei Millionen Jahren) ihre Wellenlänge in Infrarot.

Da das menschliche Auge nur Wellenlängen von 390 – 780 nm wahrnehmen kann, war das Universum dunkel. Deshalb bezeichnet man diese Epoche auch als das dunkle Zeitalter.

Erst als sich etwa 300 Millionen Jahre nach dem Urknall erste Sterne und Galaxien zu bilden begannen, wurden die Photonen wieder ionisiert (Reionisierung) und es wurde Licht.

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Links:

• DLR: Planck – Untersuchung der kosmischen Hintergrundstrahlung
• Wikipedia (en): Hydrogen line