Eine junge, sternbildende Region in unserer eigenen Milchstraße. Beachten Sie, wie das Material um die Sterne ionisiert wird und im Laufe der Zeit für alle Lichtformen transparent wird. Bis dahin absorbiert das umgebende Gas die Strahlung und sendet eigenes Licht mit verschiedenen Wellenlängen aus. Im frühen Universum dauert es Hunderte von Millionen Jahren, bis das Universum für das Licht vollständig transparent ist. (NASA, ESA UND DAS HUBBLE HERITAGE (STSCI / AURA) -ESA / HUBBLE-ZUSAMMENARBEIT; BESTÄTIGUNG: R. O'CONNELL (UNIVERSITY OF VIRGINIA) UND WFC3 SCIENTIFIC OVERSIGHT COMMITTEE)

Wann wurde das Universum transparent für Licht?

Je nachdem, wie Sie es messen, gibt es zwei verschiedene Antworten, die richtig sein könnten.

Wenn du sehen willst, was da draußen im Universum ist, musst du erst sehen können. Wir gehen heute davon aus, dass das Universum für Licht durchlässig ist und dass das Licht von entfernten Objekten ungehindert durch den Raum wandern kann, bevor es unsere Augen erreicht. Aber es war nicht immer so.

Tatsächlich gibt es zwei Möglichkeiten, wie das Universum die Ausbreitung des Lichts in einer geraden Linie verhindern kann. Eine besteht darin, das Universum mit freien, ungebundenen Elektronen zu füllen. Das Licht wird dann mit den Elektronen gestreut und in einer zufällig bestimmten Richtung reflektiert. Die andere besteht darin, das Universum mit neutralen Atomen zu füllen, die sich verklumpen und zusammenballen können. Das Licht wird dann durch diese Materie blockiert, genauso wie die meisten festen Objekte lichtundurchlässig sind. Unser tatsächliches Universum macht beides und wird erst transparent, wenn beide Hindernisse überwunden sind.

Bereits wenige hunderttausend Jahre nach dem Urknall bildeten sich neutrale Atome. Die allerersten Sterne begannen erneut, diese Atome zu ionisieren, aber es dauerte Hunderte Millionen Jahre, bis sich Sterne und Galaxien gebildet hatten, bis dieser als Reionisierung bekannte Prozess abgeschlossen war. (DIE WASSERSTOFF-EPOCHE VON REIONISATION ARRAY (HERA))

In den frühesten Stadien des Universums waren die Atome, aus denen alles besteht, was wir wissen, nicht in neutralen Konfigurationen miteinander verbunden, sondern wurden ionisiert: im Zustand eines Plasmas. Wenn Licht ein ausreichend dichtes Plasma durchläuft, wird es von den Elektronen gestreut und in einer Vielzahl von unvorhersehbaren Richtungen absorbiert und wieder emittiert. Solange genügend freie Elektronen vorhanden sind, werden die durch das Universum strömenden Photonen weiterhin willkürlich herumgeschleudert.

Selbst in diesen frühen Phasen findet jedoch ein Konkurrenzprozess statt. Dieses Plasma besteht aus Elektronen und Atomkernen und es ist energetisch günstig für sie, sich zu verbinden. Gelegentlich tun sie sogar zu diesen frühen Zeiten genau das, wobei nur die Eingabe eines ausreichend energetischen Photons in der Lage ist, sie wieder aufzuspalten.

Wenn sich das Gewebe des Universums ausdehnt, werden auch die Wellenlängen der vorhandenen Strahlung gedehnt. Dies führt dazu, dass das Universum weniger energetisch wird und viele hochenergetische Prozesse, die zu frühen Zeiten spontan ablaufen, in späteren, kühleren Epochen unmöglich werden. Es dauert Hunderttausende von Jahren, bis sich das Universum ausreichend abgekühlt hat, damit sich neutrale Atome bilden können. (E. SIEGEL / ÜBER DIE GALAXIE HINAUS)

Wenn sich das Universum ausdehnt, wird es jedoch nicht nur weniger dicht, sondern die Teilchen in ihm werden auch weniger energiegeladen. Da sich das Raumgefüge selbst ausdehnt, wirkt es sich auf jedes Photon aus, das sich durch diesen Raum bewegt. Da die Energie eines Photons durch seine Wellenlänge bestimmt wird, verschiebt sich das Photon beim Strecken dieser Wellenlänge - rotverschoben - zu niedrigeren Energien.

Es ist also nur eine Frage der Zeit, bis alle Photonen im Universum unter eine kritische Energie-Schwelle fallen: die Energie, die benötigt wird, um ein Elektron aus den einzelnen Atomen des frühen Universums herauszustoßen. Es dauert Hunderttausende von Jahren nach dem Urknall, bis Photonen genug Energie verloren haben, um die Bildung neutraler Atome überhaupt erst zu ermöglichen.

Zu Beginn (links) streuen Photonen von den Elektronen ab und sind energiereich genug, um Atome in einen ionisierten Zustand zurückzustoßen. Sobald das Universum ausreichend abgekühlt ist und keine solchen hochenergetischen Photonen mehr hat (rechts), können sie nicht mehr mit den neutralen Atomen interagieren. Stattdessen strömen sie einfach unbegrenzt frei durch den Weltraum, da sie die falsche Wellenlänge haben, um diese Atome auf ein höheres Energieniveau anzuregen. (E. SIEGEL / ÜBER DIE GALAXIE HINAUS)

In dieser Zeit ereignen sich viele kosmische Ereignisse: Die frühesten instabilen Isotope zerfallen radioaktiv; Materie wird energetisch wichtiger als Strahlung; Die Gravitation beginnt, Materie in Klumpen zu ziehen, während die Keime der Struktur zu wachsen beginnen. Mit zunehmender Rotverschiebung der Photonen tritt eine weitere Barriere für neutrale Atome auf: die Photonen, die emittiert werden, wenn Elektronen zum ersten Mal an Protonen binden. Jedes Mal, wenn ein Elektron erfolgreich an einen Atomkern bindet, macht es zwei Dinge:

  1. Es emittiert ein ultraviolettes Photon, weil atomare Übergänge immer in vorhersagbarer Weise in ihrem Energieniveau abfallen.
  2. Es wird von anderen Teilchen bombardiert, einschließlich der etwa eine Milliarde Photonen, die für jedes Elektron im Universum existieren.

Jedes Mal, wenn Sie ein stabiles, neutrales Atom bilden, emittiert es ein ultraviolettes Photon. Diese Photonen fahren dann geradlinig weiter, bis sie auf ein anderes neutrales Atom treffen, das sie dann ionisieren.

Wenn freie Elektronen mit Wasserstoffkernen rekombinieren, kaskadieren die Elektronen die Energieniveaus herunter und emittieren dabei Photonen. Damit sich im frühen Universum stabile neutrale Atome bilden können, müssen sie den Grundzustand erreichen, ohne ein ultraviolettes Photon zu erzeugen, das möglicherweise ein anderes identisches Atom ionisieren könnte. (BRIGHTERORANGE & ENOCH LAU / WIKIMDIA COMMONS)

Es gibt keine Nettoaddition von neutralen Atomen durch diesen Mechanismus, und daher kann das Universum nicht allein durch diesen Weg für Licht transparent werden. Stattdessen tritt ein anderer Effekt ein, der dominiert. Es ist äußerst selten, aber angesichts aller Atome im Universum und der mehr als 100.000 Jahre, die es dauert, bis Atome endgültig und stabil neutral sind, ist es ein unglaublicher und komplexer Teil der Geschichte.

Wenn ein Elektron in einem Wasserstoffatom den ersten angeregten Zustand einnimmt, fällt es meistens einfach in den Zustand mit der niedrigsten Energie ab und emittiert ein ultraviolettes Photon einer bestimmten Energie: ein Lyman-Alpha-Photon. Bei etwa 1 Mal in 100 Millionen Übergängen wird das Dropdown jedoch auf einem anderen Weg erfolgen und stattdessen zwei Photonen mit niedrigerer Energie emittieren. Dies wird als Zwei-Photonen-Zerfall oder Übergang bezeichnet und ist in erster Linie dafür verantwortlich, dass das Universum neutral wird.

Wenn Sie von einem

Wenn Sie ein einzelnes Photon emittieren, kollidiert es fast immer mit einem anderen Wasserstoffatom, wobei es angeregt wird und schließlich zu seiner Reionisierung führt. Wenn Sie jedoch zwei Photonen emittieren, ist es außerordentlich unwahrscheinlich, dass beide gleichzeitig auf ein Atom treffen, was bedeutet, dass Sie ein zusätzliches neutrales Atom abziehen.

Dieser seltene Zwei-Photonen-Übergang ist der Prozess, bei dem sich zuerst neutrale Atome bilden. Es führt uns von einem heißen, mit Plasma gefüllten Universum zu einem fast ebenso heißen Universum, das zu 100% mit neutralen Atomen gefüllt ist. Obwohl wir sagen, dass das Universum diese Atome 380.000 Jahre nach dem Urknall gebildet hat, war dies tatsächlich ein langsamer, schrittweiser Prozess, der beiderseits dieser Zahl etwa 100.000 Jahre dauerte, bis er abgeschlossen war. Sobald die Atome neutral sind, gibt es nichts mehr, von dem das Licht des Urknalls gestreut werden könnte. Dies ist der Ursprung des CMB: der kosmische Mikrowellenhintergrund.

Ein Universum, in dem Elektronen und Protonen frei sind und mit Photonen kollidieren, geht in ein neutrales über, das für Photonen transparent ist, wenn sich das Universum ausdehnt und abkühlt. Hier sehen Sie das ionisierte Plasma (L), bevor das CMB emittiert wird, gefolgt vom Übergang zu einem neutralen Universum (R), das für Photonen transparent ist. Die Streuung zwischen Elektronen und Elektronen sowie Elektronen und Photonen kann durch die Dirac-Gleichung gut beschrieben werden, Photon-Photon-Wechselwirkungen, die in der Realität auftreten, jedoch nicht. (Amanda Yoho)

Dies ist das erste Mal, dass das Universum für Licht transparent wird. Die übrig gebliebenen Photonen aus dem Urknall, die jetzt langwellig und energiearm sind, können sich endlich frei durch das Universum bewegen. Wenn die freien Elektronen weg sind - gebunden in stabile, neutrale Atome -, haben die Photonen nichts, was sie aufhalten oder verlangsamen könnte.

Aber die neutralen Atome sind jetzt überall und dienen einem heimtückischen Zweck. Während sie das Universum für diese energiearmen Photonen transparent machen, werden diese Atome zu Molekülwolken, Staub und Gasansammlungen zusammenklumpen. Neutrale Atome in diesen Konfigurationen mögen für energiearmes Licht transparent sein, aber das energiereichere Licht, wie das von Sternen emittierte, wird von ihnen absorbiert.

Eine Illustration der ersten Sterne, die sich im Universum einschalten. Ohne Metalle, die die Sterne abkühlen, können nur die größten Klumpen in einer Wolke mit großer Masse zu Sternen werden. Solange die Schwerkraft nicht genügend Zeit hat, um größere Maßstäbe zu beeinflussen, können nur die kleinen Maßstäbe frühzeitig Strukturen bilden, und die Sterne selbst sehen, dass ihr Licht nicht in der Lage ist, das undurchsichtige Universum weit zu durchdringen. (NASA)

Wenn alle Atome im Universum jetzt neutral sind, blockieren sie erstaunlich gut das Sternenlicht. Dieselbe lang ersehnte Konfiguration, die wir benötigt haben, um das Universum transparent zu machen, macht es jetzt wieder für Photonen einer anderen Wellenlänge undurchlässig: für ultraviolettes, optisches und nahes Infrarotlicht, das von Sternen erzeugt wird.

Um das Universum für diese andere Art von Licht transparent zu machen, müssen wir sie alle erneut ionisieren. Dies bedeutet, dass wir genug energiereiches Licht benötigen, um die Elektronen von den Atomen, an die sie gebunden sind, abzustoßen, was eine intensive Quelle für ultraviolette Strahlung erfordert.

Mit anderen Worten, das Universum muss genügend Sterne bilden, um die darin enthaltenen Atome erfolgreich zu reionisieren und das dünne intergalaktische Medium niedriger Dichte für das Sternenlicht transparent zu machen.

Diese Ansicht mit vier Feldern zeigt den zentralen Bereich der Milchstraße in vier verschiedenen Lichtwellenlängen, wobei die längeren (Submillimeter-) Wellenlängen oben durch das ferne und nahe Infrarot (2. und 3.) verlaufen und in einer Ansicht mit sichtbarem Licht enden der Milchstraße. Beachten Sie, dass die Staubstreifen und die Vordergrundsterne das Zentrum im sichtbaren Licht verdecken, im Infrarot jedoch nicht so stark. (ESO / ATLASGAL-KONSORTIUM / NASA / GLIMPSE-KONSORTIUM / VVV-UMFRAGE / ESA / PLANCK / D. MINNITI / S. GUISARD-BESTÄTIGUNG: IGNACIO TOLEDO, MARTIN KORNMESSER)

Wir sehen das sogar in unserer eigenen Galaxie: Das galaktische Zentrum ist im sichtbaren Licht nicht zu sehen. Die galaktische Ebene ist reich an neutralem Staub und Gas, wodurch das energiereichere ultraviolette und sichtbare Licht äußerst erfolgreich blockiert wird. Infrarotlicht wird jedoch durchgelassen. Dies erklärt, warum der kosmische Mikrowellenhintergrund nicht von neutralen Atomen absorbiert wird, sondern von Sternenlicht.

Zum Glück können die Sterne, die wir bilden, massereich und heiß sein, wobei die massereichsten viel leuchtender und heißer sind als unsere Sonne. Frühe Sterne können zehn-, hundert- oder sogar tausendmal so massereich sein wie unsere eigene Sonne, was bedeutet, dass sie Oberflächentemperaturen von Zehntausenden von Graden und Helligkeiten erreichen können, die millionenfach so hell sind wie unsere Sonne. Diese Giganten sind die größte Bedrohung für die neutralen Atome, die sich im gesamten Universum ausbreiten.

Die ersten Sterne im Universum werden von neutralen Atomen (meistens) Wasserstoffgases umgeben sein, die das Sternenlicht absorbieren. Der Wasserstoff macht das Universum für sichtbares, ultraviolettes und einen großen Teil des Infrarotlichts undurchlässig, aber langwelliges Licht, wie Radio-Licht, kann ungehindert durchgelassen werden. (NICOLE RAGER FULLER / STIFTUNG FÜR NATIONALE WISSENSCHAFTEN)

Was wir tun müssen, ist, dass sich genügend Sterne bilden, um das Universum mit einer ausreichenden Anzahl von ultravioletten Photonen zu überfluten. Wenn sie genug von dieser neutralen Materie ionisieren können, die das intergalaktische Medium füllt, können sie einen Weg in alle Richtungen freimachen, damit sich das Sternenlicht ungehindert ausbreiten kann. Außerdem muss es in ausreichenden Mengen vorkommen, dass die ionisierten Protonen und Elektronen nicht wieder zusammenkommen können. In dem Bemühen, das Universum zu reionisieren, ist kein Platz für Spielereien im Ross-und-Rachel-Stil.

Die ersten Sterne machen dabei eine kleine Delle, aber die ersten Sternhaufen sind klein und kurzlebig. In den ersten paar hundert Millionen Jahren unseres Universums können alle Sterne, die sich bilden, kaum daran etwas ändern, wie viel von der Materie im Universum neutral bleibt. Das beginnt sich zu ändern, wenn Sternhaufen zusammenwachsen und die ersten Galaxien bilden.

Eine Illustration von CR7, der ersten Galaxie, die Population III-Sterne beherbergen sollte: die ersten Sterne, die sich jemals im Universum gebildet haben. JWST wird aktuelle Bilder dieser und ähnlicher Galaxien zeigen und in der Lage sein, diese Objekte auch dann zu vermessen, wenn die Reionisierung noch nicht abgeschlossen ist. (ESO / M. KORNMESSER)

Wenn große Klumpen von Gas, Sternen und anderer Materie zusammenfließen, lösen sie einen gewaltigen Ausbruch der Sternentstehung aus und erleuchten das Universum wie nie zuvor. Im Laufe der Zeit finden eine Reihe von Phänomenen gleichzeitig statt:

  • Die Regionen mit den größten Stoffsammlungen ziehen noch mehr frühe Sterne und Sternhaufen an.
  • Die Regionen, in denen sich noch keine Sterne gebildet haben, können beginnen,
  • und die Regionen, in denen die ersten Galaxien hergestellt werden, ziehen andere junge Galaxien an,

All dies erhöht die allgemeine Sternentstehungsrate.

Wenn wir das Universum zu diesem Zeitpunkt kartieren würden, würden wir sehen, dass die Sternentstehungsrate in den ersten paar Milliarden Jahren der Existenz des Universums relativ konstant ansteigt. In einigen günstigen Regionen wird genug von der Materie früh genug ionisiert, damit wir das Universum durchschauen können, bevor die meisten Regionen reionisiert werden. in anderen Fällen kann es bis zu zwei oder drei Milliarden Jahre dauern, bis die letzte neutrale Angelegenheit weggeblasen ist.

Wenn Sie die neutrale Materie des Universums vom Beginn des Urknalls an erfassen würden, würden Sie feststellen, dass sie in Klumpen zu ionisierter Materie übergeht, aber Sie würden auch feststellen, dass es Hunderte von Millionen Jahren gedauert hat, bis sie größtenteils verschwunden ist. Dies geschieht ungleichmäßig und vorzugsweise entlang der Orte der dichtesten Teile des kosmischen Netzes.

Schematische Darstellung der Geschichte des Universums unter Hervorhebung der Reionisierung. Bevor sich Sterne oder Galaxien bildeten, war das Universum voller lichtblockierender, neutraler Atome. Während der größte Teil des Universums erst 550 Millionen Jahre später reionisiert wird, werden einige Regionen die vollständige Reionisierung früher und andere erst später erreichen. Die ersten großen Reionisierungswellen beginnen im Alter von etwa 250 Millionen Jahren, während sich wenige glückliche Sterne nur 50 bis 100 Millionen Jahre nach dem Urknall bilden können. Mit den richtigen Werkzeugen, wie dem James Webb-Weltraumteleskop, können wir beginnen, die frühesten Galaxien zu entdecken. (S. G. DJORGOVSKI ET AL., CALTECH DIGITAL MEDIA CENTER)

Durchschnittlich dauert es von Beginn des Urknalls an 550 Millionen Jahre, bis das Universum reionisiert und für das Sternenlicht transparent ist. Wir sehen dies durch die Beobachtung von ultra-fernen Quasaren, die weiterhin die Absorptionsmerkmale aufweisen, die nur neutrale, intervenierende Materie verursacht. Aber die Reionisierung findet nicht überall gleichzeitig statt. Sie wird zu verschiedenen Zeiten in verschiedenen Richtungen und an verschiedenen Orten abgeschlossen. Das Universum ist uneben, ebenso wie die Sterne, Galaxien und Materieklumpen, die sich in ihm bilden.

Das Universum wurde transparent für das Licht, das vom Urknall übrig geblieben war, als es ungefähr 380.000 Jahre alt war, und blieb danach transparent für langwelliges Licht. Aber erst als das Universum ungefähr eine halbe Milliarde Jahre alt war, wurde es für das Sternenlicht vollständig transparent, und einige Orte erlebten Transparenz früher und andere später.

Um diese Grenzen zu überschreiten, ist ein Teleskop erforderlich, das immer längere Wellenlängen erreicht. Mit etwas Glück öffnet das James Webb-Weltraumteleskop endlich unsere Augen für das Universum wie in dieser Zwischenzeit, in der es für den Urknall durchsichtig, aber nicht für das Sternenlicht ist. Wenn es seine Augen auf das Universum öffnet, können wir endlich erfahren, wie das Universum in diesen schlecht verstandenen dunklen Zeiten aufgewachsen ist.

Starts With A Bang ist jetzt auf Forbes und dank unserer Patreon-Unterstützer auf Medium neu aufgelegt. Ethan hat zwei Bücher verfasst, Beyond The Galaxy und Treknology: The Science of Star Trek von Tricorders bis Warp Drive.