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/ NetNews Usenet Archive 1992 #18 / NN_1992_18.iso / spool / sci / astro / 8849 < prev    next >
Encoding:
Internet Message Format  |  1992-08-12  |  2.4 KB
  1. Path: sparky!uunet!newsstand.cit.cornell.edu!vax5.cit.cornell.edu!njzy
  2. From: njzy@vax5.cit.cornell.edu (T. Joseph Lazio, Cornell University)
  3. Newsgroups: sci.astro
  4. Subject: Re: Recombination Temperature Question
  5. Message-ID: <1992Aug12.085348.14412@vax5.cit.cornell.edu>
  6. Date: 12 Aug 92 08:53:48 EDT
  7. References: <1992Aug12.064528.22220@cco.caltech.edu>
  8. Distribution: sci
  9. Organization: Cornell University
  10. Lines: 39
  11.  
  12. In article <1992Aug12.064528.22220@cco.caltech.edu>,
  13. brandt@cco.caltech.edu (William N. Brandt) writes: 
  14. > I would like to see or get a reference as to how the T=3000 K at 
  15. > recombination is worked out. I assume this is a fairly complicated
  16. > plasma physics computation, right - since you will have to take into
  17. > account the chemical potential of hydrogen atoms, phase space filling
  18. > factors (which might depend on the geometry of spacetime - although I
  19. > guess by z=1500 everything was pretty flat - right?). Also, does the
  20. > presence of helium have a significant effect - how about nonbayonic
  21. > dark matter?
  22.  
  23.  From what I remember, one arrives at the 3000K estimate in the 
  24.  following manner.  If one considers a hydrogen gas, the ionization 
  25.  fraction is quite small until temperatures near 3000K or so.  Then, 
  26.  over a fairly small range in temperature, the ionization fraction
  27.  jumps from nearly 0 to nearly 1.  You might try playing with the 
  28.  Saha equation; I believe that this would show such behavior.
  29.  
  30. > What is the electronic transition which happens at decoupling, anyway?
  31. > I doubt it is free space into the n=1 quantum state (lowest level).
  32. > How would you go about figuring this out anyway, since the bound
  33. > state energy goes as -13.6 eV/n^2 for really big n you're basically
  34. > in free space so coupling from free space into these states should
  35. > be pretty easy (provided not spin forbidden etc.).
  36.  
  37.  At the recombination era, the Universe has cooled to a temperature 
  38.  less than 13.6 eV.  Hence, there is nothing to stop the electrons from 
  39.  dropping into the n=1 level.  
  40.  
  41. -- 
  42.  
  43.  T. Joseph Lazio                | Why relativity? and Why  
  44.  514 Space Sciences             | turbulence?  I really believe   
  45.  Ithaca, NY  14853              | [God] will have an answer for the
  46.  (607) 255-6420                 | first [question].
  47.  lazio@astrosun.tn.cornell.edu  |   -- W. Heisenberg, on his death bed
  48. ICBM:                           |
  49.  42 deg. 20' 08" N              |              STOP RAPE
  50.  76 deg. 28' 48" W              |
  51.