Redigerer Varmestråling (avsnitt)

===Adiabatisk ekspansjon===

Under en [[Adiabatisk temperaturendring|adiabatisk forandring]] av volumet  ''V'' til strålingen, vil per definisjon den totale entropien {{nowrap|''S(T,V) {{=}} Vs(T)''}} forbli uforandret. Det betyr at ''VT<sup>3</sup>''  er konstant ved en adabatisk volumforandring. Er volumet kubisk med en sidekant ''L'', vil derfor temperaturen avta som ''1/L'' ettersom ''L'' øker. Denne egenskapen ved strålingen ble benyttet av [[Wilhelm Wien]] ved utledningen av hans [[Wiens forskyvningslov|forskyvningslov]] som fastsetter bølgelengden for den mest intense delen av strålingen.

Samme fenomen ser man i temperaturen til den [[kosmisk bakgrunnsstråling|kosmiske bakgrunnsstrålingen]] som avtar ved [[kosmologi|Universets ekspansjon]]. Da Universet er et isolert system, er denne ekspansjonen adabatisk. Dets størrelse er gitt ved en skalaparameter {{nowrap|''a {{=}} a(t)''}} som har verdien ''a = 1'' i dag og var mindre tidligere. Da temperaturen til Universet er den samme som for bakgrunnsstrålingen som fyller det, har den avtatt som ''1/a''.  Den var ekstremt høy like etter [[Big Bang]] og gjorde det først umulig at atomer kunne formes da [[foton]]ene i strålingen slo dem i stykker. Men etter at det hadde kjølt seg ned til 3000&thinsp;K,  begynte [[hydrogen]] og  [[helium]]atomer å formes. Den kosmisk varmestrålingen ble dermed fri og fortsatte med å avkjøles som ''1/a'' til at den i dag har temperaturen  {{nowrap|''T'' {{=}} 2,73&thinsp;K}}. Skalaparameteren til Universet var derfor {{nowrap|''a'' {{=}} 2,73/3000 &asymp; 0,001}} da de første atomene ble dannet. Det var 380.000 år etter Big Bang.