Die kosmologische Rekombination (Rotverschiebung z~800-8000) unseres Universums ist mit der Freisetzung von mehreren Photonen je neutralem Wasserstoff- und Heliumatom verbunden. Bei niedrigen Frequenzen resultieren diese Photonen in einer kleinen (ΔI/I~10^-9-10^-6) Abweichung des CMB Spektrums von dem eines schwarzen Körpers. Wie schon früher berichtet (Aktuelle Forschung Juli 2007), sollte die Strahlung aus der Rekombinationsepoche des Wasserstoffs (z~800-1800) auf Grund der Expansion des Universums mehr als 1000-fach rotverschoben sein und daher heute als quasiperiodische, spektrale Störung im Bereich von sub-mm bis dm Wellenlängen beobachtbar sein. Wie vor kurzem in Zusammenarbeit mit J.A. Rubino-Martin vom IAC auf Teneriffa gezeigt wurde, liefert auch die Rekombination von einfach (z~1500-3000) und zweifach (z~4500-8000) ionisiertem Helium eine Beitrag zum kosmologischen Rekombinationsspektrum. Eine Beobachtung des kosmologischen Rekombinationsspektrums könnte eine interessante, alternative Methode zur Bestimmung der spezifischen Entropie des Universum, der Temperatur des CMB Monopols und der primordialen Häufigkeit von Helium liefern.

Jedoch wurde bei der Berechnung des kosmologischen Rekombinationsspektrums angenommen, dass das CMB Spektrum zu allen Zeiten durch einen perfekten schwarzen Körpers beschrieben wird. In diesem Fall werden vor der jeweiligen Rekombinationsepoche der betrachteten Atoms praktisch keine spektralen Störung produziert, da bis zu diesem Zeitpunkt atomare Emission und Absorption einander ausgleichen. Andererseits ist klar, dass jede Art von Energiefreisetzung im frühen Universum zu einer intrinsischen spektralen Störung des CMB führt, welche auch heute noch vorhanden sein sollte wenn die Energiefreisetzung bei z<2x10⁶ stattgefunden hat.

Etwas konkreter, wenn die Energiefreisetzung bei Rotverschiebungen z<50000 stattgefunden hat dann ist der Bremsstrahlungsprozess nicht mehr in der Lage, die Zahl der Hintergrundphotonen im für uns wichtigen Frequenzbereich signifikant zu verändern. Ausserdem werden Photonen nicht mehr stark durch die Streuung an freien Elektronen über den gesamten Frequenzbereich verteilt. Obwohl bei z<50000 der Energieaustausch je Streuung bereits klein geworden ist, gelangen Photonen auf Grund der grossen Zahl der Streuungen im Mittel immernoch zu etwas höheren Energien. Dadurch bildet sich ein kleines Defizit an Photonen bei niedrigen und ein Überschuss bei hohen Frequenzen. Diese Art von spektraler Störung wird normalerweise als y-Abweichung (siehe Abb. 1, engl. y-distortion) bezeichnet, und ist auch im Zusammenhang mit dem SZ-Effect durch Galaxienhaufen bekannt. Diese Abweichung wird durch den Compton y-Parameter charakterisiert, welcher von der Temperaturdifferenz der Elektronen und Photonen und der Anzahlendichte freier Elektronen abhängt.

Die Messungen mit dem COBE Satelliten haben in den 90igern gezeigt, dass für den CMB der y-Parameter kleiner als ~1.5x10^-5 sein sollte, eine Beobachtung, die 2006 mit dem Nobelpreis in Physik ausgezeichnet wurde. Was würde es uns jedoch über die thermische Geschichte des Universums sagen, wenn y doch einen nicht verschwindenden Wert unterhalb dieser Grenze hätte? Um diese Frage zu beantworten, ist es wichtig festzustellen, dass die y-Abweichung ein sehr breites und praktisch strukturloses Spektrum hat. Diese Tatsache macht es sehr schwer zu sagen, wann die Abweichung eigentlich erstmals aufgetaucht ist, da unterschiedliche Szenarien für die Energiefreisetzung heute sehr ähnliche spektrale Abweichungen im CMB hinterlassen würden. Als Beispiel, der Gesamtbeitrag unaufgelöster SZ-Galaxienhaufen bei niedrigen Rotverschiebungen (z~1) sollte Erwartungsgemäss zu einer y-Abweichung des CMB mit y~10^-6 führen. Auf der anderen Seite gibt es physikalische Mechanismen (e.g. Dissipation von akustischen Wellen, zerfallende oder annihilierende Teilchen) welche bei hohen Rotverschiebungen (1000<z<50000) sicher zu der Freisetzung von Energie geführt haben. Dies sollte ebenfalls in einer y-Abweichung des CMB resultieren, womöglich auf ähnlichem Niveau. Daher sagt die pure Existenz einer y-Abweichung im Gesamtspektrum des CMB noch nichts über den Zeitpunkt der Energiefreisetzung aus. Insbesondere kann man nicht sagen, ob die Störung vor oder nach der kosmologischen Rekombinationsepoche aufgetreten ist. An dieser Stelle spielen nun atomare Übergänge eine Rolle, da diese nach der Energieinjektion zu schmalen spektralen Details im CMB Spektrum führen können, welche es im Prinzip erlauben sollten, die obige Frage zu beantworten.

Wie funktioniert das? Angenommen bei Rotverschiebungen z<50000 wurde Energie freigesetzt, dann führt das nach einer sehr kurzen Zeit zu einer y-Abweichung. Da in dem Fall das Spektrum des CMB nicht mehr durch einen schwarzen Körper beschrieben wird, bilden sich unkompensierte atomare Übergänge. Diese beginnen mit dem Einfangen eines freien Elektrons durch einen geladenen Atomkern und enden mit der Absorption eines energetischen Photons (für Wasserstoff und zweifach ionisiertes Helium typischerweise im Lyman-Kontinuum) unter der Freisetzung eines Elektrons. Zwischenzeitlich kann das eingefangene Elektron unter Freisetzung von mehreren Photonen zu niedrigeren Atomniveaus gelangen. Dieser Prozess hat die Tendenz, den Überschuss an energetischen Photonen zu reduzieren, und produziert Lichtquanten dort, wo sie auf Grund der intrinsischen y-Abweichung fehlen (siehe Abb. 1). Auf diese Weise ist es möglich in jedem Durchgang mehrere niederenergetische Photons je absorbiertem energetischen Photon zu produzieren (siehe Abb. 2).

Wissenschaftler des MPA haben vor kurzem die kosmologische Rekombinationsstrahlung auf Grund von Wasserstoff und zweifach ionisiertem Helium für den Fall berechnet, dass der CMB anfänglich eine y-Abweichung aufweist. Es konnte gezeigt werden, dass sich sogar für y~10^-7-10^-5 die resultierende Rekombinationsstrahlung stark von dem normalen kosmologischen Rekombinationsspektrum unterscheidet und dass die Unterschiede auch von dem Zeitpunkt der Energieinjektion abhängen. Dies ist in Abbildung 3 dargestellt. Am stärksten fällt auf, dass die Amplitude der Rekombinationsstrahlung sowohl bei niedrigen, als auch bei hohen Frequenzen stark beeinflusst wird. Ausserdem taucht bei hohen Frequenzen eine Emissions-Absorptions-Signatur auf, welche gänzlich fehlt, wenn der CMB bis zum Ende der Rekombinationsepoche (z~800) ein Schwarzköperspektrum hätte. Das wäre ein klarer Hinweis auf eine ungewöhnliche frühe thermische Geschichte des Universums.

Wie schon früher diskutiert (Aktuelle Forschung Juli 2007), für Messungen bei niedrigen Frequenzen sollte man die CMB Helligkeit an verschiedenen Frequenzen vergleichen. Daher ist es aus Sicht des Beobachters wichtiger, dass auch die spektrale Variabilität des CMB Spektrums stark von den Details der Energieinjektion abhängt. In Abbildung 4 zeigen wir die variable Komponente im CMB Spektrum für den Fall, dass eine einzige Energiefreisetzung bei z=8000 stattfand. Man kann deutlich sehen, dass sich die resultierende Rekombinationsstrahlung stark von dem normalen Rekombinationsspektrum (Kurve für y=0) unterscheidet.

Abschliessend kann man daher sagen, dass obwohl die hier diskutierten spektralen Details sehr klein sind, deren Beobachtung sollte es erlauben zu sagen, ob die intrinsische Abweichung des CMB Spektrums vor oder nach der Rekombinationsepoche aufgetreten ist, eine Frage die vielleicht anders nicht beantwortet werden kann.

J. Chluba and R.A. Sunyaev

Publications

Jens Chluba, Rashid Sunyaev
"Pre-recombinational energy release and narrow features in the CMB spectrum"
submitted to A&A, arXiv:0803.3584

Jose Alberto Rubino-Martin, Jens Chluba and Rashid Sunyaev
"Lines in the cosmic microwave background spectrum from the epoch of cosmological helium recombination"
accepted by A&A, arXiv:0711.0594