Direkt zum Inhalt

Lexikon der Astronomie: Rekombination

Der entgegengesetzte Prozess zur Ionisation: elektrische Ladungen unterschiedlicher Polarität ziehen sich an und können einen nach außen hin neutralen Verbund erzeugen. So rekombiniert ein Elektron mit einem Proton und bildet ein neutrales Atom: neutralen Wasserstoff (in der Astronomie mit HI bezeichnet). Eine Ansammlung vieler Protonen, die in der Regel mit Neutronen einen positiv geladenen Atomkern bilden, können mit passender Anzahl Elektronen zu schwereren, neutralen Atomen rekombinieren.
Während bei der Ionisation Energiezufuhr nötig ist, wird bei der Rekombination Energie frei. Diese wird z.B. als Strahlungsenergie in Form von Rekombinationsleuchten emittiert.

Als der Kosmos durchsichtig wurde

In der Kosmologie kennzeichnet die Rekombinationsära eine Epoche nach der primordialen Nukleosynthese. Die Rekombination ist gerade derjenige Moment, als die zuvor im Universum entstandenen Ladungen (Elektronen, Protonen, Atomkerne) sich zu Atomen verbanden. Infolge dieser Bindung änderten sich plötzlich die Transparenzeigenschaften des Universums: Die Photonen wurden nicht mehr an den freien Elektronen (und Protonen) gestreut (Thomson-Streuung) und konnten ungestört das frühe Universum passieren. Kosmologen sagen, dass die Strahlung von der Materie entkoppelte und deshalb das Universum (elektromagnetisch) durchsichtig wurde. Dieser Prozess wird bei einer kosmologischen Rotverschiebung von z ~ 1100 angesiedelt. Das entspricht einer Zeitspanne von etwa 400 000 Jahren nach dem Urknall.

Kosmische Zeit und Rotverschiebung in der Rekombinationsepoche

Das Diagramm oben zeigt den Zusammenhang zwischen Rotverschiebung und Alter des Universums auf der Grundlage aktueller kosmologischer Parameter (Dunkle Energie 74%, Dunkle Materie 22%, baryonische Materie 4%, Hubble-Parameter und Krümmungsparameter).

elektromagnetische Wand bei z ~ 1100

Da erst zu diesem Zeitpunkt eine elektromagnetische Transparenz gegeben war, ist es prinzipiell unmöglich mit elektromagnetischen Teleskopen (seien sie im IR, optisch, UV oder im Röntgen-/Gammabereich) darüber hinaus tiefer ins Universum zu schauen, also zu Rotverschiebungen größer als etwa 1100. Vermutlich ist das – wenn überhaupt – nur mit schwach wechselwirkenden Teilchen wie den Neutrinos, den WIMPs oder mit den Gravitationswellen möglich.

Das Älteste, was Menschen jemals sahen

Die kosmische Hintergrundstrahlung (engl. cosmic microwave background, CMB; cosmic background radiation, CBR) oder alternativ Drei-Kelvin-Strahlung genannt besteht gerade aus diesen ersten 'Ur-Photonen', die sich von der Materie entkoppelten. Sie wurden ausgesendet, als es noch keine Galaxien gab, nicht einmal Sterne! Die beobachtete Hintergrundstrahlung entstand also gerade bei z ~ 1100 und hat ihren Ursprung im heißen Urplasma. Physikalisch gesprochen ist es Plancksche Strahlung, also Wärmestrahlung. Die Photonen sind aus der Vernichtung von erzeugten Teilchen und Antiteilchen hervorgegangen. Dieses Teilchenkonglomerat bildete sich seinerseits am Ende der GUT-Ära aus dem Zerfall von X-Bosonen und Y-Bosonen.

Warum hat das Urplasma eine Temperatur?

Das Plasma kurz vor der Rekombinationsära, das aus Photonen, Elektronen und Atomkernen bestand, hatte genügend Zeit, um durch thermischen Kontakt ins thermische Gleichgewicht zu streben. Daher hatte das Plasma 'vor Ort' dieselbe Temperatur von nur etwa 3000 Kelvin. Durch die Expansion des Universums kühlte sich die heiße Urstrahlung des Feuerballs auf den heute beobachtbaren Wert von 2.72 Kelvin ab. Dies ist leicht nachzurechnen, weil die Temperatur linear mit 1+z abnimmt.

Kosmische Zeit und Rotverschiebung von z = 0 bis 10

Von der Rekombination in die Reionisation

Vor der Rekombinationsepoche lag also ein ionisiertes Universum vor, in der Rekombinationsepoche hingegen ein neutrales. Im Anschluss, erst bei z ~ 30, bildeten sich die ersten Sterne (Population III), Galaxien und Quasare. Sie ionisierten mit ihrer hochenergetischen Strahlung erneut ihre kosmische, neutrale, primordiale Umgebung und leiteten die Epoche der Reionisation ein. Sie endete erst dann, als im Prinzip das ganze Universum ionisiert war, bei z ~ 6. Bei diesem Rotverschiebungswert war das Universum etwa eine Milliarde Jahre alt (vergleiche Abbildung oben). Dieser Rotverschiebungsbereich ist den astronomischen Beobachtern heute zugänglich. Sie beobachteten sogar das durch eine Gravitationslinse (häufig schwere Galaxienhaufen) verstärkte Licht einer Galaxie bei z = 10!

Lesermeinung

Wenn Sie inhaltliche Anmerkungen zu diesem Artikel haben, können Sie die Redaktion per E-Mail informieren. Wir lesen Ihre Zuschrift, bitten jedoch um Verständnis, dass wir nicht jede beantworten können.

  • Die Autoren
- Dr. Andreas Müller, München

Partnervideos