B-moodi havaittiin

Gravitaatioaaltojen jättämät B-moodin
polarisaatiojäljet kosmisessa
taustasäteilyssä. Kuva BICEP2.

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics tutkijat professori  John Kovacin johdolla ovat havainneet Etelänavalla sijaitsevalla BICEP2 koelaitteistolla kosmisesta mikroaaltosäteilystä (CMB)[1] B-moodin eli spiraalimaisesti polarisoituneen säteilyosan.  Havainto on merkittävä, sillä B-moodi syntyi kosmiseen mikroaaltotaustasäteilyyn gravitaatioaaltojen[2] aiheuttamana. Gravitaatioaallot puolestaan syntyivät maailmankaikkeuden inflaatiokauden[3] aikana, noin 10^-35 sekunnin ikäisessä maailmankaikkeudessa.

Tutkijat itsekin olivat yllättyneitä havaitsemisen helppoutta. He odottivat joutuvansa etsimään hyvin heikkoa signaalia valtavan kohinamäärän joukosta, mutta B-moodin signaali oli yllättävän voimakas ja selkeä. Voimakas signaali osoittaa käytetyn havaintolaitteiston (BICEP2) olevan erityisen sopiva etsittynä olevaan ilmiöön. Kolmen kauden (2010–2012) kerätty mittausdata sopii teoreettisiin malleihin.

Kovacin ryhmän kehittämä havaintolaitteena on täysin jäähdytetty BICEP2 laitteisto, jonka ”aukko” on vain 26 cm. Sen havaintoinstrumenttina toimii 512 antennia kytkettynä TES (transition edge sensor) kanssa, jolloin ne muodostavat 150 GHz bolometrin[3]. Ilmaisinlaitteisto on jäähdytetty 0,25 K lämpötilaan. Suomeksi tämä tarkoittaa sitä, että BICEP2-laitteisto on pienehkö kaukoputken tapainen mikroaaltoja vastaanottava laitteisto ja se pystyy havaitsemaan kosmisesta mikroaaltosäteilystä äärimmäisen pieniä lämpötilavaihteluita ja polarisaatiosuunnan.

BICEP2-laitteisto musituttaa rakenteellisesti
pienehköä harrastajakaukoputkea mutta
vastaanottaa mikroaaltoja.
Kuva Steffen Richter (Harvard University).

Kuten tieteessä tavallisestikin, uutinen vähäisestä havainnosta voi tuntua lähes merkityksettömältä jokapäiväiselle elämällemme. Uutisen arvoa tieteellekin on vielä tässä vaiheessa vaikea arvioida, mutta selvästi tässä ollaan merkittävimpien kosmologisten havaintojen äärellä. 

Nykyiseen standardimalliin sisältyvä kosminen inflaatio on yksi perustekijöistä, johon nykyinen käsityksemme maailmankaikkeuden rakenteesta ja kehityksestä nojautuu. Tähän asti todisteet inflaation esiintymisestä ovat olleet epäsuoria ja lähinnä perustuneet erilaisiin simulaatioihin. Nyt ensimmäistä kertaa on pystytty siis havaitsemaan ilmiö, joka on syntynyt inflaation aikana.

Tutkimustulos on ainutkertainen ja se täytyy varmentaa monta kertaa. Erityisesti tutkimusryhmän itsensä täytyy tehdä moninkertaisia varmistuksia ja tarkistuksia sekä toisten tutkimusryhmien täytyy tehdä varmentavia havaintoja ennen kuin tutkimus on varmaa tieteellistä tietoa. Tarkkaan ottaen, jos tutkimustulos osoittautuu oikeaksi (se on jo nyt tilastollisesti merkitsevä) niin siinä on tehty kaksi merkittävää läpimurtoa: ensimmäinen on siis suora havainto inflaation esiintymisestä ja toinen on ensimmäiset todelliset havainnot gravitaatioaalloista.

Luultavasti aivan lähiaikoina saamme lisää julkaistuja tutkimuksia B-moodista, sillä Planck-observatorio on kartoittanut koko maailmankaikkeudesta tulevan kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn erittäin suurella tarkkuudella ja herkkyydellä. Jos sen kokoamasta datasta löytyy sama B-moodin säteily, havaintojen tieteellinen merkittävyys on valtava. Itse vertaisin havaintoa CMB:n löytämiseen vuonna 1968. Eikä Planck ole ainoa tutkimusprojekti, jossa B-moodi voidaan varmistaa. Sen kanssa kilpailevia projekteja on useita kuten Polarbear, Spider ja EBEX vain muutamia projektien nimiä mainitakseni.

Tutustu myös aihepiiriin liittyviin aikaisempiin artikkeleihin tässä blogissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/12/merkittava-havainto-etelamantereella.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/10/planck-observatorio-suljetaan.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2013/03/yllattavia-tuloksia-planck-luotamen.html

Huomautukset

Maailmankaikkeuden kehitys.
Kuva Wikimedia Commons.

[1] Kosminen mikroaaltosäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa, kun laajenevan maailmakaikkeuden lämpötila oli pudonnut sellaisiin lukemiin, että elektronien sitoutuminen atomiytimien orbitaaleille oli mahdollista. Maailmankaikkeuden täyttänyt aine muuttui sähköisesti neutraaliksi ja sähkömagneettinen säteily (mm. valo) pääsi etenemään aineesta riippumatta. Nykyinen maailmankaikkeus on paljon laajempi kuin silloin, joten lämpötila on laskenut edelleen ja nykyisin se on noin 2,7 K. Taustasäteilyn aallonpituus on kasvanut (punasiirtynyt) ainakin tuhatkertaiseksi ja se havaitaan mikroaaltojen aallonpituudella.

(2] Nykyisen käsityksen mukaan inflaation aikana yksi merkittävimmistä tekijöistä oli voimakkaat gravitaatioaallot (IGW), jotka risteilivät laajentuvassa maailmakaikkeudessa. Gravitaatioaallot syntyivät inflaationaikaisissa tapahtumissa, joissa gravitaatio erkaantui muista luonnon perusvoimista (vuorovaikutusvoimista). Perusvoimat gravitaation lisäksi ovat heikko- ja vahva vuorovaikutus sekä sähkövuorovaikutus, jotka erottuivat toisistaan myöhemmin.

Gravitaatioaalloille on ominaista, että ne edetessään tiivistävät, laajentavat ja muuttavat ja muuttavat aika-avaruuden sädettä edetessään maailmankaikkeudessa. Ne ovat jättäneet oman jälkensä paljon myöhemmin syntyneeseen kosmiseen mikroaaltosäteilyyn (CMB) niille tyypillisenä spiraalipolarisaationa. Näin ollen B-moodi on yksi vahvimmista osoituksista tapahtuneesta inflaatiosta.

Ajatuksen B-moodista, eli spiraalista polarisaatiosta kosmessa taustasäteilyssä, keksi professori Marc Kamionkowski Johns Hopkins yliopistosta vuonna 1997.

[3] Inflaatio on 1980-luvulla useiden tutkijoiden kehittelemä malli, jolla pyrittiin ratkaisemaan ns. horisonttiongelma ja se, että maailmankaikkeus on hyvin isotrooppinen. Päärooliin näistä teorioista nousi Alan Guthin malli, jonka mukaan aikavälillä 10^-36–10^-33 sekunnin ikäinen maailmankaikkeus laajeni äärimmäisen nopeasti tasoittaen lämpötilaeroja ja mahdollisti nykyisin havaitsemamme maailmankaikkeuden rakenteen syntymisen. Luonnollisesti Guthin malli ei ollut täysin valmis julkaisunsa aikana, joten sitä on kehitetty paljon eteenpäin kuluneina vuosikymmeninä. Nykyisin Alan Guth toimii professorina MIT:ssä (Massachusetts Institute of Technology).

[4] Bolometri on ilmaisin, jonka tunnistinosa reagoi vastaanottamaansa signaalin energiaan lämpötilamuutoksella. Nykyisin bolometrit voidaan rakentaa (virittää) erittäin herkiksi ja tiettyyn käyttötarkoitukseen sopiviksi. Yksittäisistä tunnistinosista voidaan rakentaa digitaalikameroiden tapaisia tunnistin matriiseja, jolloin vastaanotetusta signaalista voidaan muodostaa ”kuvia”.

Kylmyyttä riittää

Bumerangisumu kuvattuna
Hubble-avaruuskaukoputkella
vuonna 1998. Kuva paljastaa,
että sumun nimeksi olisi paremmin
sopinut Rusettisumu (Bow Nebula).
Kuva NASA/ESA Hubble Space Telescope.

Oletko koskaan miettinyt sitä, että mikähän mahtaa olla maailmankaikkeudessa kylmin luonnollinen paikka? Tutkijat pystyvät saavuttamaan termodynaamisia lämpötiloja, jotka ovat joko hyvin lähellä absoluuttista nollapistettä [1] tai energiatilaltaan absoluuttisella lämpötila-asteikolla jopa miinusmerkkisiä lämpötiloja. Nämä lämpötilat ovat kuitenkin keinotekoisia ja nyt niitä ei oteta huomioon.

Miettipä hetki kysymystä! Onko kylmin paikka a) Kuussa, b) Plutossa, c) tähtien välisessä avaruudessa tai d) galaksien välisessä avaruudessa? Ja mikähän mahtaisi olla siellä vallitseva lämpötila?

Tarkastellaan hieman mitä lämpötilalla ymmärretään. Fysiikka antaa siihen vastauksen joka on, että lämpötila on kappaleen tai kaasun molekyylien liikettä. Mitä nopeampaa liike on sitä kuumempi lämpötila. Tästä seuraa, että jos jarrutamme molekyylien liikettä, lämpötila laskee [2]! 

Avaruudessa leijuvan kappaleen lämpötila määräytyy siihen imeytyvän säteilyn ja sen emittoivan säteilyn suhteesta. Kappaleen emissiosäteily tapahtuu aina suuremmalla aallonpituudella kuin imeytyminen, joten aineen ominaisuudet määräävät sen missä lämpötilassa absorboidun ja emittoidun säteilyn energiamäärät ovat tasapainossa [3].

Lämpötilan säätelystä on kysymys silloin, kun satelliittien ulkopinta on osittain mustaa ja osittain valkoista, tai herkimmät laitteet on peitetty kultapinnoitetulla alumiinifoliolla päällystetyllä lämpöeristeellä. Mustavalkoinen väritys ei siis suinkaan ole sen vuoksi, että satelliitti olisi ”jännemmän” näköinen.

Avaruudessa leijuva fysiikan käsitteen ”musta kappale” mukaisen kappaleen [4] lämpötilan olettaisi olevan sitä kylmempi mitä kauempana se on tähdistä. Näin todellakin on. Tässä vaiheessa päättelytehtävämme oikea vastaus näyttäisi olevan joko c- tai d-vaihtoehto. Tarkastellaan vielä hieman tarkemmin kysymystä josko pääsisimme vielä lähemmäksi oikeaa vastausta!

Kuten tunnettua, maailmankaikkeuden täyttää kosminen mikroaaltotaustasäteily, jonka alkuperä on alkuräjähdyksen jälkeen noin 380 000 vuotta vanhassa maailmankaikkeudessa. Silloin maailmankaikkeuden lämpötila oli noin 3 000 K. Sen jälkeen maailmankaikkeus on laajentunut ja taustasäteilyn lämpötila on pudonnut noin 2,7 K lämpötilaan. Tämä merkitsee sitä, että kaikkialta maailmankaikkeudesta kohdistuu mihin tahansa kappaleeseen vähintään 2,7 K lämpöinen lämpösäteily [5].

Voisiko luonnossa olla 2,7 K lämpötilaa kylmempiä luonnollisia kohteita? Tähtitieteilijämme onneksi pystyvät vastaamaan kysymykseen – ja vastaus on: Kyllä! Luonnossa esiintyy kosmista mikroaaltotaustasäteilyä kylmempiä alueita. 

Noin 5 000 valovuoden etäisyydellä Kentaurin tähdistössä sijaitsee planetaarinensumu, jota kutsutaan Bumerangisumuksi. Vuonna 1995 Ruotsalais–ESO alimillimetrikaukoputkella (Swedish-ESO Submillimetre Telescope, SEST) tehdyt havainnot osoittivat pilven lämpötilan olevan noin 1 K. 

Kuinka 2,7 K lämpötilaisessa maailmankaikkeudessa voi olla kaasua, jonka lämpötila on vain 1 K? Vastaus tähän saadaan toisen fysiikan ja nimenomaan termodynamiikan piirissä olevasta ilmiöstä. Kyse on kaasupilven adiabaattisesta [6] laajenemisesta. Bumerangisumu on laajentunut ainakin viimeiset 1500 vuotta nopeudella 140 km/s. 

Laajeneminen on jäädyttänyt kaasun maailmankaikkeuden lämpötilaa kylmemmäksi. Tuloksena on maailmankaikkeuden kylmin tunnettu luonnollinen paikka. Vastaavia sumupilviä maailmankaikkeudessa on varmasti monia, ja vain tähtitieteilijöiden rajalliset havaintomahdollisuudet ovat estäneet useamman alijäähtyneen sumun löytymistä.

Oikea vastaus on siis vaihtoehto c eli tähtienvälisen avaruuden kaasupilvissä.

Huomautukset

[1] Absoluuttinen nollapiste on –273,15 °C, joka on Kelvin asteikon nollapiste (0 K). Teorian mukaan termodynaamisin keinoin absoluuttista nollapistettä ei pystytä saavuttamaan ja tutkijoiden täytyy käyttää erilaisia sähkömagneettisia menetelmiä kohteen (yleensä Bosen–Einsteinin kondensaatti, BEC) lämpötilan edelleen laskemiseksi. Nykyinen kylmyysennätys on 450±80 pK ja se saavutettiin natriumista valmistetusta BEC kohteessa Massachusettsin teknisessä korkeakoulussa (MIT) vuonna 2003.

[2] Molekyylien (lämpö)liike voidaan ymmärtää myös ainemäärän energiasisältönä. Näin ollen poistamalla aineesta lämpöenergiaa, tulemme jäädyttäneeksi sitä.

[3] Tästä pohjimmiltaan on kysymys myös maapallon keskilämpötilasta ja sen muutoksesta hiilidioksidin ja muiden ns. kasvihuonoilmiötä aiheuttavien kaasujen suhteellisen osuuden kasvaessa ilmakehässä. Hiilidioksidin lisääntyminen muuttaa ilmakehän ominaisuuksia siten, että säteilytasapaino saavutetaan aikaisempaa korkeammassa lämpötilassa.

[4] Ideaalinen kappale, joka absorboi kaiken siihen kohdistuvan säteilyn. Mustasta kappaleesta ei tapahdu valon heijastumista. Musta kappale asettuu säteilytasapainon edellyttämään lämpötilaan, sillä se myös emittoi jatkuvasti yhtä paljon energiaa kuin mitä se vastaanottaa. Mustan kappaleen spektrin muoto on aivan tietyn muotoinen ja muoto selittyy kvanttimekaniikalla. Auringon säteilyominaisuudet ovat hyvin lähellä mustan kappaleen säteilyominaisuuksia.

[5] Edellä esitetty merkitsee sitä, että oltiinpa kuinka kaukana tahansa kappaletta mahdollisesti lämmittävästä tähdestä, kappaleen lämpötila ei laske 2,7 K lämpötilan alle. Tästä syystä esimerkiksi ISON -avaruuskaukoputken havaintoinstrumentit jäähdytettiin nestemäisellä heliumilla vielä alhaisempaan lämpötilaan, jotta instrumenttien oma lämpökohina ei olisi häirinnyt havaintoja.

[6] Adiabaattinen laajeneminen on hyvin yleinen ilmiö. Avatessamme virvoitusjuomapuollon, sen sisällä oleva paineinen kaasu vapautuu ja laajenee niin nopeasti, että siihen ei järjestelmän ulkopuolelta pääse tai ehdi siirtymään energiaa. Lämpötila laskee jopa –50 °C lämpötilaan ja kaasussa oleva vesihöyry tiivistyy mikroskooppisiksi (alijäähtyneiksi)pisaroiksi.  Tästä syytä näemme hetken aikaan pullonsuussa sumua.

Merkittävä havainto Etelämantereella

Etelänapakaukoputki.
Kuva Daniel Luong-Van/University
of Chicago.

Chicacon yliopistossa työskentelevän John Carlstrom johtama tutkimusryhmä on tehnyt merkittävän havainnon Etelämnterella sijaitsevalla Etelänapa kaukoputkella (South Pole Telescope). Tutkimusryhmä havaitsi kosmisesta mikroaaltotaustasäteilystä[1] kiertynyttä polarisaatiota eli ns. B-moodia. 

Mikroaaltotaustasäteily on polarisoitunutta, joka johtuu fotonien ja elektronien vuorovaikutuksesta. Ilmiö on siis hieman samanlainen kuin valon sirottuessa (heijastuessa) järven tai auton konepellin pinnasta. Taustasäteilyn polarisaatio havaittiin ensikerran noin kymmenen vuotta sitten. Kyseessä oli kuitenkin ns. E-moodin polarisaatio, joka on helpommin havaittavissa kuin B-moodin polarisaatio.

B-moodin polarisaation syntyminen ei ole aivan yhtä suoraviivainen kuin E-moodin polarisaatio. B-moodi syntyy, kun E-moodin[2] polaroima taustasäteilyn valon reitti taipuu gravitaatiolinssien[3] vaikutuksesta. Polarisaatiokartoituksilla tutkijat kykenevät määrittämään maailmankaikkeuden massajakaumaa, pimeää ainetta jne. 

B-moodin yksi tärkeimmistä tutkimuskohteista on alkuräjähdyksen aikaisen inflaation tutkiminen. Kosminen mikroaaltotaustasäteily sisältää pienen osan tältä kaudelta olevaa B-moodin polarisaation omaava säteilyä. Inflaatiota voidaan tutkia, jos gravitaatiolinssien aikaansaamaa B-moodin polarisaatio on tunnettu ja voidaan poistaa havainnoista. Gravitaatiolinssien aikaansaama B-moodi on siis kohinaa inflaation B-moodin datassa.

B-moodi syntyi inflaation aikana voimakkaiden gravitaatioaaltojen kulkiessa silloisen maailmankaikkeuden läpi. Gravitaatioaallot taivuttivat voimakkaasti aika-avaruutta ja jättivät jälkensä sähkömagneettiseen säteilyyn kiertyneenä polarisaationa. 

Inflaatiokauden B-moodi on toistaiseksi ainoa tapa kerätä tutkimusaineistoa tästä ainutkertaisesta tapahtumasta. Tulosten myötä saadaan tieteellistä näyttöä inflaation olemassa olosta mutta myös siitä, että mikä inflaatiomalli on toimivin ja sopii havaintoihin. Myös korkeiden energiatilojen tieteellinen tutkimus hyötyy havainnoista.

Huomautukset

[1) Kosminen mikroaaltotaustasäteily syntyi noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, kun maailmankaikkeuden lämpötila oli laajentumisen seurauksena pudonnut noin 3000 K lämpötilaan. Tällöin elektronit pystyivät asettumaan atomiytimien orbitaaleille, jolloin kaikesta aineesta tuli sähköisesti neutraalia.  Tällöin sähkömagneettinen säteily pääsi leviämään kaikkialle maailmankaikkeuteen. Säteilyn aallonpituus on kasvanut maailmankaikkeuden laajentuessa ja nykyisin voimme havaita tämän saman säteilyn noin 2,7 K lämpötilaisena mikroaaltotaustasäteilynä.

[2] E-moodi syntyy, kun kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn fotonit sirottuvat maailmankaikkeudessa vapaiden elektronien muodostamasta elektronikaasusta. Elektronikaasun tiheys on (luonnollisesti) hyvin pieni, joten polarisaationkin osuus kokonaisvuosta jää suhteellisen vähäiseksi.

[3] Kosmiset gravitaatiolinssit ovat galaksijoukkojen (klustereiden) aikaansaamia aika-avaruuden taipumia, jotka näkyvät valon kulkureitin muuttumisena hieman samaan tapaan kuin se tapahtuu optisessa linssissä. Gravitaatiolinssin ominaisuudet ovat samankaltaisia optisten linssien kanssa, sillä ne voivat kirkastaa vielä kauempana olevan kohteen (yleensä kvasaarin) kuvaa ja usein myös muodostaa useampia kuvia samasta kohteesta.

Planck-observatorio suljetaan

Taiteilijän näkemys Planckista.
Kuva ESA.

Euroopan avaruusjärjestö (ESA) on päättänyt sulkea LaGrangen pisteen L2 halo rataa kiertäneen Planck-observatorion. Observatorion tehtävänä on ollut kartoittaa kosmisista mikroaaltotaustasäteilyä (CMB)^[3] .

Käytöstä poistaminen vie hieman aikaa, sillä siinä on useita eri vaiheita. Ensimmäinen operaatio tapahtuu tänään käyttämällä observatorion rakettimoottoreita. Poltto antaa Planckille lisävauhtia ja se poistuu haloradaltaan Aurinkoa kiertävälle radalle. Toinen rakettimoottoreiden käyttö on suunniteltu tapahtuvaksi 21. päivänä, jolloin rakettimoottoreita käytetään niin pitkään, että kaikki jäljellä oleva polttoaine tulee käytetyksi loppuun. Tällä pyritään varmistamaan se, että polttoainesäiliöt eivät räjähdä tulevaisuudessa.

Viimeinen kontakti observatorioon tehdään 23. päivänä tätä kuuta, jolloin tehdään ohjelmiston muutos siten, että se ei aktivoidu milloinkaan lopullisen sulkemisen jälkeen. Viimeisimpinä tehtävinä on radiolähettimen sulkeminen ja akkujen irtikytkeminen. Näillä tehtävillä varmistetaan, että observatorio jatkaa Aurinkoa kiertävällä radalla. Seuraavan kerran observatorio lähestyy maapalloa noin 13–14 vuoden kuluttua, jolloin etäisyyttä on lähimmillään noin 10 miljoonaa kilometriä.

CMB-kartta. Kuva ESA.

Planck on kartoittanut kosmista suuritaajuista mikroaaltotaustasäteilyä viisi kertaa ennen kuin havaintoinstrumentin jäähdytykseen käytetty nestemäinen helium loppui tammikuussa 2012. Sen jälkeen observatorio on käyttänyt vielä toiminnassa ollutta matalataajuista CMB-skanneria, jolla se ehti tehdä kartoituksen vielä kolme lisäkertaa. Matalataajuista karttaa käytetään poistamaan pääasiassa Linnunradan aiheuttamat säteilykuviot CMB-kartasta (se on siis eräänlainen tähtivalokuvaajien käyttämä flat-kuva). Ensimmäiset valmiit tutkimustulokset saataneen vuonna 2014.

Erityisen mielenkiintoinen tutkimuskohde on CMB-säteilyn B-mode. Se on alkuräjähdyksen aikaisen inflaation päättymisen aikaan^[1] lähtenyttä valoa, jonka on polaroitunut spiraalimaisesti. Jos sitä on pystytty havaitsemaan ja se voidaan löytää tallennetusta datasta, se on varmasti maailmankaikkeuden kaikkein varhaisinta informaatiota mitä milloinkaan pystytään havaitsemaan. On sanomattakin selvää, että sen havaitseminen ja tutkiminen veisi kosmologisen tutkimuksen aivan uudelle tasolle ja olisi myös Nobel-palkinnon arvoinen löytö.

Planckin kokoamasta datasta on pystytty jo tähän mennessä tuottamaan uuta tietoa, mm:

•  4,9 % maailmankaikkeuden kokonaisenergiasta on meidän tuntemaamme näkyvää ainetta
• 26,8 % on pimeää ainetta
• 68,3 % on pimeää energiaa, jonka ajatellaan olevan maailmankaikkeuden kiihtyvän laajenemisen aiheuttaja. Pimeän energian määrä on hiveneen pienempi kuin mitä aikaisemmin arvioitiin sen olevan.
•  Hubblen vakiona tunnettu maailmankaikkeuden laajenemista kuvaava kerroin on 67,2 km/s/Mpc^[2]
• Alkuräjähdys on tapahtunut 13,82 miljardia vuotta sitten.

Huomautus

[1] maailmankaikkeuden ollessa 10^–35 sekunnin ikäinen.

[2] Mpc on megaparsek ja yksi parsec on 3,26 valovuotta.

[3] Kosminen mikroaaltotaustasäteily syntyi noin 380 000 vuoden ikäisessä maailmankaikkeudessa kun sen lämpötilaa laajenemisen vaikutuksesta oli laskenut noin 3000 K. Tällöin elektronit pystyivät sitoutumaan atomiytimien orbitaaleille, jolloin fotonit pääsivät etenemään neutraloituneen kaasusta riippumatta. Nykyisin tämä CMB näkyy meille noin 2,7 K lämpötilaisena mikroaaltosäteilynä.

Rekombinaatio ei tapahtunut kaikkialla täysin samanaikaisesti vaan maailmankaikkeuden eri alueilla hivenen eri aikaan, johtuen aineen vähäisistä tiheyseroista. Tiheyserot puolestaan johtuivat vielä varhaisemman (alle 1 sekunnin ikäisen) maailmankaikkeuden kvantti-ilmiöistä. Tästä syystä CMB-kartassa on nähtävissä pieniä lämpötilaeroja. Lämpötilaerot kuvastavat nykyisen havaittavissa olevan maailmankaikkeuden rakennetta.