Recombinación Cosmológica: Cuando el Universo se Volvió Transparente

¿Qué es la Recombinación Cosmológica?

La recombinación es la época en que, unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura del Universo cayó por debajo de los 3000 K. Los electrones libres pudieron entonces unirse a los núcleos de protones para formar átomos de hidrógeno neutro. Este proceso permitió que los fotones, hasta entonces atrapados en un plasma opaco, viajaran libremente: el Universo se volvió transparente.

N.B.: El hidrógeno neutro corresponde a un átomo de hidrógeno cuyo protón está unido a un electrón, sin estar ionizado. Este gas, denominado H I, es el constituyente dominante del Universo después de la recombinación. Su abundancia y distribución pueden estudiarse gracias a la emisión llamada "de 21 cm", que resulta de una transición hiperfina del electrón en el estado fundamental. No debe confundirse con la línea Lyman-α (121,6 nm), que corresponde a una transición electrónica entre los niveles \(n=2\) y \(n=1\).

Un Punto de Inflexión para el Universo

Este momento marcó la liberación del fondo cósmico de microondas (CMB), observado por primera vez por Arno Penzias (1933-2024) y Robert Wilson (1936-) en 1965. La recombinación no fue instantánea, sino gradual, extendida durante varias decenas de miles de años.

Consecuencias Observacionales

La recombinación nos permite hoy explorar el Universo joven. Las pequeñas fluctuaciones de temperatura del CMB, medidas por los satélites COBE, WMAP y Planck, están directamente relacionadas con las anisotropías presentes en ese momento. Constituyen una mina de información sobre la densidad de la materia, la geometría del Universo y las condiciones iniciales de la formación de las galaxias.

N.B.: Las anisotropías del fondo cósmico de microondas se refieren a las minúsculas variaciones de temperatura (≈ 10^-5) observadas en la radiación fósil. Reflejan diferencias locales de densidad y velocidad en el plasma primordial, antes de la recombinación. Estas inhomogeneidades sirvieron como semillas gravitacionales para la formación de galaxias y estructuras a gran escala. Su mapeo preciso constituye una de las pruebas más finas del modelo del Big Bang.

Fuentes: Saha, Physical Review 1931, Penzias & Wilson, ApJ 1965, Misión COBE de la NASA, Misión Planck de la ESA.