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L'époque de la recombinaison |
Avant de décrire plus en détail les propriétés du FDC, ce dernier doit être remis dans son contexte cosmologique afin d'être bien compris. Pour cela, il faut revenir à près de 380 000 ans après le Big Bang, quand l'univers était très jeune.
A cette époque qui correspond à un décalage spectral de 1 100, l'univers était bien différent de celui que l'on connaît aujourd'hui : pas de structure cosmologique, pas de galaxie ni même d'étoile ou de molécule. L'univers âgé de 380 000 ans était constitué essentiellement de photons, de noyaux d’hydrogène et d’hélium ainsi que d'électrons. L'univers était un plasma en équilibre thermique à la température de plus de 3 000 K où les photons interagissaient violemment et rapidement avec les électrons, les protons et les quelques autres noyaux atomiques formés alors (hélium en grande majorité). Cet équilibre thermique à plus de 3 000 K conditionne l'énergie des photons qui est rassemblée autour d'une énergie moyenne, c'est le modèle du corps noir qui sera vu par la suite. Cette énergie moyenne était si grande à cette époque qu'elle pouvait arracher un électron lié à un proton. Dans ces conditions, la lumière ne pouvait pas se propager librement, l’Univers était donc complètement opaque, et les noyaux atomiques ne pouvaient pas se combiner avec les électrons. On ne peut donc pas observer ce qui a pu se passer durant et avant cette période, car aucun photon n’a pu s’en échapper pour parvenir jusqu'à la Terre, tout comme il est impossible de voir à travers un épais brouillard.
Passés 380 000 ans après le Big Bang, l’expansion de l’Univers fait chuter la température de l'univers en dessous de 3 000 K. Les photons perdent alors de l'énergie via l'augmentation de leur longueur d'onde due à l'expansion de l'univers (voir le chapitre sur l'expansion de l'univers). Ils ne peuvent plus arracher d'électrons aux atomes, il n'y a plus d'interaction entre les photons et les noyaux. Les photons alors se découplent de la matière et peuvent parcourir des distances infinies. L'univers devient alors transparent. De leur côté, les noyaux atomiques peuvent enfin se combiner avec les électrons pour donner des atomes d’hydrogène et d'hélium neutre : c’est la phase dite de recombinaison bien qu'il n'y ait jamais eu de phase de combinaison. A la suite de cette phase, les photons libres constituent le FDC (aussi appelé rayonnement « fossile »). Avec l’expansion de l’Univers, la longueur d'onde de ces photons continue à augmenter et leur énergie à diminuer. Il en est de même de la température du corps noir correspondant ; de 3 000 K au moment de la recombinaison la température est tombée actuellement (13,7 milliards d'années après l’émission du FDC) à 2,728 K.
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