Thermische Entwicklung

Zusammenfassung

Falls ein Friedmann-Modell unser Universum genügend genau beschreibt, muss sein Skalenfaktor vor endlicher Zeit nahe bei Null gelegen haben. Zwar wissen wir, dass nahe am Urknall Quanteneffekte der Gravitation berücksichtigt werden müssen, die wir bisher nicht verstehen und die den Skalenfaktor wahrscheinlich auf einem endlichen Wert halten. Die dafür plausible Temperaturskala wird durch die sehr hohe Planck-Temperatur gesetzt. Unterhalb dieser Schranke sollte es im sehr frühen Universum beinahe beliebig heiß gewesen sein können, auch wenn Quanteneffekte einbezogen werden.

Deswegen müssen wir fragen, ob wir das Verhalten der Strahlung und der Materie im Universum überhaupt mit den Gleichgewichtskonzepten der Thermodynamik beschreiben können und wie sich die Komponenten des kosmischen Materie- und Strahlungsgemisches thermisch verhalten haben können. Davon handelt dieses Kapitel. Dazu werden wir zunächst die grundlegenden Annahmen vorstellen und begründen, unter denen die thermische Entwicklung des Universums behandelt wird. Wir werden dadurch zu wichtigen Schlüssen über den Temperaturverlauf im Universum gelangen. Damit ausgestattet, werden wir uns der Beschreibung der Rekombination von Elektronen und Protonen zu Wasserstoff und der Fusion von Wasserstoff zu Helium und anderen leichten Elementen zuwenden. Dabei werden wir sehen, dass die Physik hinter beiden Prozessen identisch ist und selbst einfache Konzepte der Thermodynamik weitgehende und zuverlässige Aussagen erlauben.