Recombinação Cosmológica: Quando o Universo se Tornou Transparente

O que é a Recombinação Cosmológica?

A recombinação é a época em que, cerca de 380.000 anos após o Big Bang, a temperatura do Universo caiu abaixo de 3000 K. Os elétrons livres puderam então se ligar aos núcleos de prótons para formar átomos de hidrogênio neutro. Esse processo permitiu que os fótons, até então presos em um plasma opaco, viajassem livremente: o Universo tornou-se transparente.

N.B.: O hidrogênio neutro corresponde a um átomo de hidrogênio cujo próton está ligado a um elétron, sem estar ionizado. Esse gás, denominado H I, é o constituinte dominante do Universo após a recombinação. Sua abundância e distribuição podem ser estudadas por meio da emissão chamada "21 cm", resultante de uma transição hiperfina do elétron no estado fundamental. Não deve ser confundido com a linha Lyman-α (121,6 nm), que corresponde a uma transição eletrônica entre os níveis \(n=2\) e \(n=1\).

Um Ponto de Virada para o Universo

Esse momento marcou a liberação da radiação cósmica de fundo (CMB), observada pela primeira vez por Arno Penzias (1933-2024) e Robert Wilson (1936-) em 1965. A recombinação não foi instantânea, mas gradual, estendida por várias dezenas de milhares de anos.

Consequências Observacionais

A recombinação nos permite hoje investigar o Universo jovem. As pequenas flutuações de temperatura da CMB, medidas pelos satélites COBE, WMAP e Planck, estão diretamente relacionadas às anisotropias presentes naquele momento. Elas constituem uma mina de informações sobre a densidade da matéria, a geometria do Universo e as condições iniciais da formação das galáxias.

N.B.: As anisotropias da radiação cósmica de fundo referem-se às minúsculas variações de temperatura (≈ 10^-5) observadas na radiação fóssil. Elas refletem diferenças locais de densidade e velocidade no plasma primordial, antes da recombinação. Essas inhomogeneidades serviram como sementes gravitacionais para a formação de galáxias e estruturas em grande escala. Seu mapeamento preciso constitui uma das provas mais finas do modelo do Big Bang.

Fontes: Saha, Physical Review 1931, Penzias & Wilson, ApJ 1965, Missão COBE da NASA, Missão Planck da ESA.