La recombinación en la cosmología

El Universo es viejo 13.82 mil millones años, pero la luz no se propaga desde el "nacimiento del universo".
Inicialmente, todo el sistema está en un estado que los matemáticos llaman una "singularidad". En esta singularidad, algunas cantidades físicas como la densidad o la temperatura son infinitas. Todo está en un estado teórico, sin embargo, es el comienzo de nuestra historia, es decir el Big Bang que es al origen del espacio y del tiempo.
El sistema informe, va hincharse y expandirse en todas las direcciones muy rápidamente. Un minuto más tarde, el universo pasa de una temperatura infinita a ≈10⁹ ° C, no es reducido a un volumen de tamaño cero y los primeros núcleos de materia aparecen. La energía es gigantesca, la materia en forma de partículas aún no existe, es ondulatoria, que se agita en un plasma hirviente de un calor inimaginable. Los fotones, electrones y protones de hidrógeno extremadamente comprimidos, participan al caos general.
Los electrones están tratando de combinarse con los protones, pero la energía fotónica es tan intensa que "arrebata" los electrones inmediatamente de los protones. El universo está completamente ionizado. Los fotones son absorbidos por los átomos y retransmitidos inmediatamente, quedan atrapados en el plasma, los átomos de materia no pueden formarse.
Dentro de esta sopa cósmica cualquier componente puede escaparse, todos los elementos primordiales "colisionan", y sus cursos erráticos los mantienen en un espacio todavía demasiado pequeño.
La densidad y la temperatura son todavía demasiado altas. El plasma es aún a una temperatura de varios millones de grados y los elementos materiales constantemente en colisión, no tienen espacio de libertad. Pero el universo continúa ampliarse y enfriarse rápidamente. Los elementos materiales tienen cada vez más de espacio de libertad, el espacio entre cada partícula se extiende y las colisiones disminuyen, pero todos los fotones aún son absorbidos, la luz no puede escaparse y el Universo queda opaco "invisible".
Es necesario esperar una cierta densidad y una cierta temperatura (≈3000 Kelvin), para que los fotones obtienen una completa libertad.

Este momento se llama época de la última difusión. Este momento es brutal, se pasa unos 380 000 años después del Big Bang. A partir de este momento, los electrones podrán permanecer en un espacio alrededor de los núcleos sin ser "percutidos" por los fotones. Por lo tanto, los electrones y los protones constituyen la materia primordial y los fotones serán libres de viajar en el espacio convertido inmensamente grande. El Universo se hace visible cuando la luz comienza a extenderse libremente. Esto es lo que se llama la recombinación en la cosmología, el período en que la temperatura bajó suficiente para permitir que los electrones se unen a los núcleos y se forman los primeros átomos neutros. La recombinación también marca el momento en que el Universo se hizo transparente porque los fotones pueden viajar en largas distancias antes de ser absorbidos o dispersados por la materia. No está el interior del universo que es visible, pero su superficie, al igual que el Sol es la fotosfera del Sol que se ve desde la Tierra, y no las capas interiores de nuestra estrella.
13.82 mil millones años después del Big Bang, es decir, en la actualidad, los fotones del Universo temprano nos llegan de nuevo, por supuesto, que el brillo no es tan espectacular, esta radiación residual es extremadamente oscura porque se diluyó enormemente por la expansión del Universo. Lo que es extraordinario es que es visible, no en el dominio óptico, pero en el campo de microondas a baja temperatura, cercano al cero absoluto (2,7255 kelvin medido por COBE). Se llega a la superficie de la Tierra desde todas las direcciones del cosmos, esto es la famosa radiación fósil. Se llama así porque forma un fondo para todas las fuentes de radio puntuales detectadas por los telescopios de radio.
El Big Bang fue detectado por primera vez por Arno Allan Penzias y Robert Woodrow Wilson en 1965, para esto, van a obtener el Premio Nobel de Física en 1978.

N.B.: Entre la longitud de onda (λ) y frecuencia (ν) es la relación siguiente : ν = c / λ
ν = frecuencia de la onda en hertz
c = velocidad de la luz en el vacío en m / s
λ = longitud de onda en metro