Uno puede cuantificar esto de una manera muy simple. Primero supongamos que la expansión del universo es adiabática. Es decir, que no hay una fuente externa de calor o energía que se transfiera desde este depósito extrauniversal al nuestro. Si hay uno, ampliaremos el límite para incluirlo.
A continuación, en su mayor parte, y aparte de arrojones aleatorios de materia y fuentes de caos como la Casa Blanca actual, el Universo está lleno de fotones y, en una buena suposición, estos fotones están en equilibrio térmico, confinados al volumen del Universo. y no interactúan. Este último supuesto depende de la baja densidad de fotones. En cuyo caso podemos escribir la ecuación de estado para el universo como la ecuación de estado de una cavidad de cuerpo negro a saber.
[matemáticas] U = \ izquierda (\ frac {\ pi ^ 2 k ^ 4} {15 c ^ 3 \ hbar ^ 3} \ derecha) VT ^ 4 [/ matemáticas]
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y que la entropía es [matemática] S = 4U / 3T. [/ matemática]
Gas de fotones – Wikipedia
Ahora podemos juntar los dos supuestos y escribir que la entropía en algún momento anterior debe ser la entropía en algún momento posterior,
[matemáticas] S (t_1) = S (t_2) [/ matemáticas]
(expansión adiabática) por lo tanto,
[matemáticas] V (t_1) T ^ 3 (t_1) = V (t_2) T ^ 3 (t_2) [/ matemáticas]
A continuación, si suponemos que la expansión del volumen es similar a la luz, es decir que la expansión radial es igual a la distancia que recorre la luz, entonces podemos relacionar
[matemáticas] r ^ 3 (t_1) T ^ 3 (t_1) = r ^ 3 (t_2) T ^ 3 (t_2) [/ matemáticas]
o
[matemáticas] t_1 T (t_1) = t_2T (t_2) [/ matemáticas]
es decir, si conozco la temperatura actual del cuerpo negro del universo y su edad, entonces puedo estimar la temperatura en algún momento anterior o posterior.
Por ejemplo, supongamos que tomamos la temperatura actual del cuerpo negro como 2.7K según el brillo máximo del fondo cósmico de microondas a 160GHz.
Ahora tome esto, y suponga que a una edad temprana del universo, la temperatura era lo suficientemente alta como para ionizar los átomos de H, haciendo que el universo sea opaco para que la luz de antes de ese tiempo se disperse. Después de este tiempo, los electrones y los protones se combinan para formar átomos de H neutros y el universo se vuelve más o menos transparente. Para estimar esta edad, podemos usar un poco de mecánica cuántica elemental y calcular la sección transversal de la fotoionización para H y usar el pico para estimar la temperatura de ionización correspondiente. El cálculo es sencillo y se obtiene que la tasa de fotoionización es
[matemáticas] R = I \ frac {\ sqrt {2 \ omega -1}} {32 \ pi ^ 2 \ omega ^ 6} [/ matemáticas]
en unidades atómicas donde tomamos la energía de ionización de H (1s) como [math] E_I = 1/2 [/ math] en Hartree (unidades atómicas). I es la intensidad incidente y [math] \ omega [/ math] es la frecuencia de fotones. En unidades atómicas, tomamos [math] \ hbar = 1 [/ math].
El pico está realmente cerca de 0.5au o 13.6 eV. Esto lo podemos convertir a una temperatura observando que 1eV ~ 11,600K. Por lo tanto, tome la ionización T como 157,760 K y obtendrá una edad de ~ 230,000 años, lo que no tiene en cuenta ningún cambio de color rojo, pero está más o menos en la marca de lo que generalmente se considera la edad de recombinación.
Sin embargo, tenga en cuenta que esta es la tasa T = 0K, y no la tasa térmica. Lo dejaré como un ejercicio para que el lector calcule la tasa ponderada térmicamente teniendo en cuenta que a una T más alta, los estados electrónicos excitados de H también están poblados. Esto cambiará el pico en R hacia frecuencias más bajas y, por lo tanto, mi estimación de 230,000 es el límite temprano para la edad de recombinación.