La dispersión de Compton (y la dispersión inversa de Compton) son los mecanismos por los cuales los fotones individuales interactúan con electrones libres (o protones), y de este modo transfieren energía de un lado a otro entre “materia” y radiación (fotones).
En un plasma (como existía antes de la era CMB), estas dispersiones son cómo la energía se equilibra entre la radiación y la materia en el plasma. Eso significa que todos los fotones rápidamente tienen la misma energía que la energía cinética de las partículas, por lo que ambos se enfrían juntos a medida que el universo lleno de plasma se expande. Esta temperatura es característica de la distribución de Bolzmann y Planck de las energías de las partículas y fotones en un objeto caliente a una temperatura T.
A medida que pasaba el tiempo después del Big Bang, esta dispersión mantuvo la radiación y la materia a la misma temperatura. Cuando llegó el momento de que los electrones y los protones se combinaran 380 millones de años después del Big Bang, la temperatura era de 3000 K (lo que corresponde con la ionización del hidrógeno), y no las temperaturas mucho más altas asociadas con volúmenes más pequeños y tiempos anteriores. La dispersión antes de esto aseguró que la radiación (espectros de cuerpo casi negro) también estaba a esa temperatura.
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Esa radiación, un cálido resplandor amarillo más frío que nuestro Sol, fue lo que salió del plasma cuando se convirtió en gas hidrógeno, que es transparente. Esto fue cuando la radiación se “desacopla” de la materia en el universo porque la dispersión de Compton es mucho más eficiente que la dispersión de Thomson, que es la forma en que la radiación interactúa con los átomos de hidrógeno neutriales. Y ese brillo de desacoplamiento es lo que ahora forma el CMB. La expansión del Universo desde entonces lo ha extendido por un factor de aproximadamente 1100, sin embargo, dando una temperatura efectiva de 2.7 K más o menos.
