Recombinação (cosmologia)

Na cosmologia, recombinação refere-se à época em que os elétrons e os prótons carregados se ligaram primeiramente para formar átomos de hidrogênio eletricamente neutros. A recombinação ocorreu aproximadamente 370 mil anos após o Big Bang (em um desvio para o vermelho de z = 1100).^[1] A palavra "recombinação" é enganosa, uma vez que a teoria do Big Bang não postula que prótons e elétrons haviam sido combinados antes, mas o nome existe por razões históricas, visto que foi criado que a hipótese do Big Bang se tornasse a teoria primária da criação do Universo.^[2]

Imediatamente após o Big Bang, o Universo encontrava-se em um estado de plasma quente e denso, composto por fótons, léptons e quarks — a chamada Era Quark. Cerca de 10^-6 segundo após o início da expansão, o Universo havia se resfriado o suficiente para permitir a formação de prótons, marcando o início da Era Hádron. Nesse estágio, o plasma era essencialmente opaco à radiação eletromagnética, devido ao espalhamento de Thomson causado pelos elétrons livres, o que limitava severamente o caminho livre médio dos fótons — situação análoga à que ocorre no interior do Sol. Com a contínua expansão, o Universo foi se resfriando até que a radiação já não possuía energia suficiente para ionizar imediatamente o hidrogênio neutro, tornando-se energeticamente mais favorável a formação de átomos. A fração de elétrons e prótons livres, em comparação ao hidrogênio neutro, reduziu-se a apenas algumas partes em 10 mil.

Pouco tempo depois, os fótons são desacoplados da matéria no Universo, o que leva à recombinação às vezes chamada de desacoplamento de fótons, mas a recombinação e o desacoplamento de fótons são eventos distintos. Uma vez que os fótons se desacoplaram da matéria, eles viajaram livremente através do Universo sem interagir com a matéria e constituem o que se observa hoje como radiação cósmica de fundo (nesse sentido, a radiação cósmica de fundo é a radiação infravermelha de corpos negros emitida quando o Universo estava a uma temperatura de cerca de 4000 K, desviado para o vermelho por um fator de 1100 do espectro visível para o espectro de microondas).

Ver também

Referências

↑ Tanabashi 2018, p. 358.
↑ Peebles, P. J. E., "Recombination of the Primeval Plasma", Astrophysical Journal, vol. 153, p.1, 1968

Bibliografia

Peebles, P. J. E. (1968). «Recombination of the Primeval Plasma». Astrophysical Journal. 153. 1 páginas. Bibcode:1968ApJ...153....1P. doi:10.1086/149628
Zeldovich, Y. B.; Kurt, V. G.; Syunyaev, R. A. (1968). «Recombination of Hydrogen in the Hot Model of the Universe». Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki. 55. 278 páginas. Bibcode:1968ZhETF..55..278Z
Longair, Malcolm (2006). Galaxy Formation. [S.l.]: Springer. ISBN 978-3-540-73477-2
Padmanabhan, Thanu (1993). Structure formation in the universe. [S.l.]: Cambridge University Press. ISBN 0-521-42486-0
Ryden, Barbara (2003). Introduction to Cosmology. [S.l.]: Addison-Wesley. ISBN 0-8053-8912-1
Tanabashi, M.; et al. (Particle Data Group) (2018). «Review of Particle Physics». American Physical Society. Physical Review D (em inglês). 98 (3): 1–708. OCLC 7814919666. doi:10.1103/PhysRevD.98.030001. hdl:10044/1/68623. Consultado em 5 de agosto de 2025

[FOOTNOTETanabashi2018358-1] Tanabashi 2018, p. 358.

[2] Peebles, P. J. E., "Recombination of the Primeval Plasma", Astrophysical Journal, vol. 153, p.1, 1968

[1]

[2]

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