Спросите Итана: закончится ли во Вселенной водород?

Самый распространенный элемент во Вселенной, необходимый для образования новых звезд, - водород. Но его конечное количество; что, если мы закончим?

Ключевые выводы

Самым распространенным элементом во Вселенной, как по количеству, так и по массе, является водород: факт, который был верным сразу после Большого Взрыва и остается верным даже сегодня.
Но основной процесс ядерного синтеза, питающий звезды, - это синтез водорода с образованием гелия, увеличивающий содержание более тяжелых элементов за счет водорода.
По прошествии достаточного количества времени и образования достаточного количества звезд означает ли это, что у нас закончится водород, и дальнейшее звездообразование станет невозможным? Давай выясним.

Ничто в этой Вселенной не вечно, каким бы большим, массивным или прочным оно ни казалось. Каждая звезда, которая когда-либо рождалась, когда-нибудь исчерпает топливо в своем ядре и умрет. Каждая галактика, которая активно формирует звезды, когда-нибудь исчерпает звездообразующий материал и прекратит это делать. И каждый свет, который сияет, когда-нибудь остынет и погаснет. Если мы будем ждать достаточно долго, нечего будет видеть, наблюдать или даже извлекать энергию; когда он достигнет состояния максимальной энтропии, космос достигнет «тепловой смерти», неизбежной заключительной стадии нашей космической эволюции.

Но что именно это означает для самого простого атома из всех: водорода, самого распространенного элемента во Вселенной с момента начала Большого взрыва? Это то, что хочет знать Билл Томсон, написав, чтобы спросить:

«Я где-то читал, что в конце концов весь водород во Вселенной будет израсходован и больше не будет использоваться для питания звезд. Предположительно, весь водород будет израсходован в топках многотриллионных звезд. Как вы думаете, это возможно?»

Это возможно, но вопрос о том, произойдет ли это когда-либо, открыт как для обсуждения, так и для интерпретации. Вот история - прошлое, настоящее и будущее - самых простых, самых распространенных элементов из всех.

После того, как пары кварк/антикварк аннигилируют, оставшиеся частицы материи связываются в протоны и нейтроны на фоне нейтрино, антинейтрино, фотонов и пар электрон/позитрон. Будет избыток электронов над позитронами, чтобы точно соответствовать количеству протонов во Вселенной, сохраняя ее электрически нейтральной. Как возникла эта асимметрия материи и антиматерии - большой вопрос современной физики, на который пока нет ответа.

Прошлое

Самым распространенным элементом в нашей Вселенной сегодня является водород, как и сразу после горячего Большого взрыва. Что примечательно, так это то, что так не должно было получиться; если бы все было немного иначе, мы бы начали со Вселенной, в которой практически не было бы водорода и где гелий был бы самым легким доступным элементом.

Причина, по которой все сложилось именно так, где 92% атомов (по количеству) и 75% элементного состава (по массе) Вселенной составлял водород, еще до образования любые звезды - было связано с радиационным составом Вселенной сразу после Большого Взрыва.

Причина не интуитивна, но, по крайней мере, проста. В очень ранней Вселенной, вскоре после горячего Большого взрыва, Вселенная состояла из всех частиц и античастиц, которые можно было создать, поскольку при каждом столкновении двух квантов было достаточно энергии, чтобы спонтанно создать пары частица-античастица. все типы через E=mc² Эйнштейна. Только по мере того, как Вселенная расширялась и охлаждалась, а соответствующая энергия на квант падала, более тяжелые и нестабильные частицы (и античастицы) аннигилировали и/или распадались.

В ранние времена нейтроны и протоны (слева) свободно взаимопреобразовывались благодаря энергичным электронам, позитронам, нейтрино и антинейтрино и существовали в равных количествах (вверху посередине). При более низких температурах у столкновений все еще достаточно энергии, чтобы превратить нейтроны в протоны, но все меньше и меньше может превратить протоны в нейтроны, оставив вместо этого протоны (нижняя середина). После разделения слабых взаимодействий Вселенная больше не разделена 50/50 между протонами и нейтронами, а больше похожа на 85/15. Еще через 3-4 минуты радиоактивный распад еще больше смещает баланс в пользу протонов.

В конце концов, через несколько микросекунд после начала горячего Большого взрыва кварки и глюоны перешли из плазмы в связанные состояния: в основном протоны и нейтроны, сосуществующие примерно в соотношении 50/50. Отношение протонов к нейтронам остается примерно равным 50/50 в течение примерно нескольких десятых долей секунды в нашей Вселенной, поскольку протоны и нейтроны взаимопревращаются с одинаковой скоростью, а протоны и электроны сливаются, превращаясь в нейтроны и нейтрино (и наоборот). и протоны и антинейтрино сливаются, чтобы стать нейтронами и позитронами (и наоборот).

Но тогда три процесса соревнуются, борясь за господство, и победитель зависит от условий внутри нашей Вселенной.

Энергия на частицу падает достаточно низко по мере расширения Вселенной, так что нейтроны, взаимодействующие либо с позитронами, либо с нейтрино, имеют достаточно энергии для преобразования в протоны, но только часть протонов, взаимодействующих с электронами или у антинейтрино достаточно энергии, чтобы превратиться в нейтроны.
Свободные нейтроны, которые нестабильны с периодом полураспада около 10 минут, радиоактивно распадаются на протоны (плюс электрон и антинейтрино).
Ядерный синтез происходит между протонами и нейтронами, выстраивая цепочку, которая быстро приводит к образованию гелия-4: с двумя протонами и двумя нейтронами в ядре.

Самые легкие элементы во Вселенной были созданы на ранних стадиях горячего Большого взрыва, когда исходные протоны и нейтроны сливались вместе, образуя изотопы водорода, гелия, лития и бериллия. Весь бериллий был нестабилен, и до образования звезд во Вселенной оставались только первые три элемента. Наблюдаемые соотношения элементов позволяют нам количественно оценить степень асимметрии вещества и антивещества во Вселенной, сравнивая барионную плотность с плотностью фотонов, и приводят нас к выводу, что только ~5% полной современной плотности энергии Вселенной разрешено существовать в форме обычной материи, и что отношение бариона к фотону, за исключением горящих звезд, во все времена остается практически неизменным.

Возможно, это удивительно, но есть только один главный фактор, который определяет, каким будет содержание элементов непосредственно перед образованием любых звезд: отношение фотонов к барионам (т. е. протонов и нейтронов вместе взятых).) на данном этапе. Если на каждый барион приходится всего несколько фотонов, то этот третий фактор - ядерный синтез между протонами и нейтронами - будет происходить очень рано и очень быстро, давая вам Вселенную, атомы которой состоят примерно на 100% из гелия (или более тяжелого) и ~ 0% водорода. Точно так же, если на барион приходится слишком много фотонов (например, 10^{20 или больше), то второй фактор нейтронного распада будет доминировать, и Вселенная будет почти исключительно водород до того, как ядерный синтез может стабильно происходить; слишком много фотонов разорвет первый хрупкий этап ядерного синтеза (дейтерий).}

Но в нашей Вселенной, где у нас чуть более одного миллиарда (10^{9) фотонов на барион, все три процесса имеют значение. Взаимное преобразование нейтрон-протон увеличивается по мере того, как Вселенная остывает, что приводит к тому, что количество протонов превышает число нейтронов примерно в 5:1 через несколько секунд. Затем этот процесс становится неэффективным, и нейтроны распадаются в течение следующих 3,5 минут или около того, в результате чего отношение протонов к нейтронам составляет примерно 7:1. Наконец, происходит ядерный синтез, и это дает нам Вселенную, состоящую примерно из 75% водорода и 25% гелия-4 по массе или 92% водорода и 8% гелия по числу атомов. Эта доля сохраняется в течение миллионов лет, пока не начнут формироваться первые звезды.}

Относительное содержание элементов в Солнечной системе было измерено в целом, причем наиболее распространенными элементами были водород и гелий, за которыми следуют кислород, углерод и множество других элементов. Однако составы самых плотных тел, таких как планеты земной группы, искажены, чтобы быть совершенно другим подмножеством этих элементов. В целом, около 90% атомов во Вселенной по количеству все еще являются водородом, даже после 13+ миллиардов лет звездообразования.

Настоящее

Прошло уже 13,8 миллиарда лет с момента Большого взрыва, и наша наблюдаемая Вселенная все это время расширялась и охлаждалась. Он также гравитационный, и самые плотные гравитационные сгустки превратились в массивные структуры, богатые звездами и галактиками. В общем, если суммировать количество звезд, образовавшихся в пределах нашей наблюдаемой Вселенной за это время, то получается пара секстиллионов, и весь произошедший ядерный синтез немного изменил атомный баланс в нашей Вселенной. По массе сегодня наша Вселенная примерно равна:

70% водорода,
28% гелий,
1% кислорода,
0,4% углерода,
и около 0,6% всех остальных вместе взятых, во главе с неоном, затем железом, азотом, кремнием, магнием и серой.

Но по численности водород по-прежнему доминирует, по-прежнему составляя примерно 90% всех атомов во Вселенной. Несмотря на все произошедшее звездообразование - а их было огромное количество - почти все атомы во Вселенной по-прежнему представляют собой старый добрый водород с одним протоном в качестве ядра.

Скорость звездообразования во Вселенной как функция красного смещения, которое само является функцией космического времени. Общая скорость (слева) получена из наблюдений как в ультрафиолетовом, так и в инфракрасном диапазоне и удивительно стабильна во времени и пространстве. Обратите внимание, что звездообразование сегодня составляет лишь несколько процентов от того, что было на пике, и что подавляющее большинство звезд сформировалось в первые ~ 4-5 миллиардов лет нашей космической истории. Максимум около ~15% всех звезд образовались за последние 4,6 миллиарда лет.

Таким образом, вы можете подумать, что нам предстоит пройти долгий-долгий путь, прежде чем во Вселенной закончится водород. Но есть еще одна часть головоломки, которая предполагает, что «исчерпание атомов водорода» не является проблемой, которую мы могли бы интуитивно понять: история звездообразования во Вселенной. Здесь, в Млечном Пути, одной из триллионов галактик в наблюдаемой Вселенной, мы ежегодно формируем новые звезды массой около 0,7 солнечной массы: мизерное количество. Это не особенно ничтожно по сравнению с типичной галактикой; Основываясь на массе Млечного Пути, содержании газа и близости близлежащих галактик, скорость его звездообразования точно соответствует тому, что типичные галактики в нашей Вселенной делают в данный момент времени: 13,8 миллиарда лет после Большого Взрыва.

Но это ничтожное количество звездообразования по сравнению с тем, что происходило во Вселенной миллиарды лет назад. Фактически, текущая скорость звездообразования в целом составляет всего 3-5% от того, что было на пике около 11 миллиардов лет назад. Тогда звездообразование достигло максимальной скорости и с тех пор неуклонно снижается. Нет никаких признаков того, что это снижение остановится в ближайшее время; насколько мы можем судить - хотя будут происходить локальные вспышки нового звездообразования, в том числе прямо здесь, когда Млечный Путь и Андромеда сольются примерно через 4 миллиарда лет в будущем, - скорость звездообразования должна продолжать падать все дальше и дальше по мере того, как время идет.

Серия кадров, показывающих слияние Млечного Пути и Андромеды и то, как небо будет выглядеть иначе, чем Земля, когда это произойдет. Это слияние начнется примерно через 4 миллиарда лет в будущем, с огромным всплеском звездообразования, который приведет к истощенной, бедной газом, более развитой галактике примерно через 7 миллиардов лет. Несмотря на огромные масштабы и количество задействованных звезд, во время этого события столкнется или сольется лишь примерно 1 из 100 миллиардов звезд.

Часть причины этого уменьшения заключается в том, что по мере эволюции галактик они делают такие вещи, как:

проходят вспышки звездообразования,
скорость через внутригрупповую и внутрикластерную среду,
и опыт приливных взаимодействий с галактическими соседями,

все это примеры событий, которые приводят к тому, что газ отделяется или выбрасывается из родительской галактики. Многие из галактик, которые существуют в центрах богатых галактических скоплений, уже являются тем, что мы называем «красными и мертвыми», не из-за какой-то астрономической склонности к антикоммунистической пропаганде, а потому, что без достаточного количества газа для образования новых поколений звезд высокая -массовые, короткоживущие голубые звезды вымирают, оставляя после себя только менее массивные, долгоживущие, менее яркие и более красные по цвету звезды.

В такой галактике, как наша, где нам посчастливилось жить в относительной изоляции и по-прежнему богаты газом, будущие слияния приведут к новым крупным эпизодам звездообразования, которые, в свою очередь, выбросит значительную часть газа нашей галактики в межгалактическое пространство: за пределы гравитационного притяжения нашей Местной группы. Мы окажемся в состоянии газового истощения, но даже если скорость звездообразования снизится, она не должна полностью прекратиться. Мы должны ожидать нового, продолжающегося звездообразования не только в ближайшие миллиарды лет, но и многие триллионы лет. Однако большой открытый вопрос заключается в том, сколько в целом осталось звездообразования.

Галактика NGC 2775, показанная здесь, демонстрирует один из самых известных примеров хлопьевидных спиральных рукавов, где рукава многократно закручивались на окраинах этой галактики. Хотя существует много визуального сходства между такой спиралью, обращенной лицом к лицу, и формирующейся протозвездной системой, дополненной окружающим диском, изобилующим несовершенствами, визуального сходства недостаточно, чтобы подтвердить природу объекта.

Будущее

Одно из ключевых открытий астрономии последних десятилетий заключается в том, насколько удивительно неэффективно звездообразование при потреблении и использовании газообразного водорода. Если вы начнете с массивного молекулярного облака газа, и оно сожмется, образуя большое количество новых звезд - скажем, сотни, тысячи или даже большее количество звезд, - окажется, что только около 5-10% газа уходит. в новорожденных звезд. Оставшиеся 90-95% мягко уносятся обратно в межзвездную среду под воздействием радиации и звездных ветров, где они в конечном итоге могут участвовать в формировании будущих поколений звезд.

Кроме того, в то время как большинство образующихся звезд по количеству будут маломассивными, долгоживущими красными карликами, которые будут полностью конвектировать и в конечном итоге превращать весь свой водород в гелий, большинство звезды, формирующиеся за счет массы, этого не сделают; они будут только превращать водород в своих ядрах в гелий или более тяжелые элементы. Внешние слои, независимо от того, погибнет ли звезда насильственно в сверхновой или мирно в планетарной туманности, будут выброшены и снова вернутся в межзвездную среду. Когда дело доходит до гибели звезд, подобных Солнцу, большая часть водорода, составлявшего их внешние слои, возвращается обратно в космос, где у них снова появляется потенциал звездообразования.

Когда у нашего Солнца закончится топливо, оно станет красным гигантом, за которым последует планетарная туманность с белым карликом в центре. Туманность Кошачий глаз - наглядный пример такой потенциальной судьбы, а сложная, многослойная, асимметричная форма этой туманности наводит на мысль о двойном компаньоне. В центре молодой белый карлик нагревается при сжатии, достигая температуры на десятки тысяч градусов Кельвина выше, чем у породившего его красного гиганта. Внешние газовые оболочки в основном состоят из водорода, который возвращается в межзвездную среду в конце жизни солнцеподобной звезды.

Другими словами, скорее всего, не потребление водорода в процессах ядерного синтеза положит конец звездообразованию; согласно большинству моделей и расчетов, которые мы можем выполнить, большинство атомов во Вселенной всегда были и всегда будут простыми атомами водорода. Скорость звездообразования снизится, но пока в галактиках сохраняется достаточный запас газообразного водорода, когда в достаточно массивных сгустках происходит гравитационное сжатие, новые звезды все еще могут образовываться. Возможно, это не приведет к очень большому количеству новых звезд по сравнению с тем, что уже сформировалось, но звездообразование должно продолжаться не менее 100 триллионов лет в будущем.

Но что произойдет, особенно по прошествии достаточного времени, так это то, что гравитационные взаимодействия будут выбрасывать материю всех типов - звезды, планеты и даже отдельные атомы и частицы - из принимающих их галактик. Всякий раз, когда вы имеете гравитационное взаимодействие между множеством объектов с разными массами в плотной среде, более массивные и плотные объекты имеют тенденцию опускаться к центру, в то время как менее массивные объекты с более низкой плотностью имеют тенденцию выбрасываться. На временных масштабах в квадриллионы лет и выше этот процесс будет доминировать, выбрасывая любые остатки газа из галактик, которые могут остаться.

Когда происходит большое количество гравитационных взаимодействий между звездными системами, одна звезда может получить достаточно сильный толчок, чтобы быть выброшенной из любой структуры, частью которой она является. Мы наблюдаем убегающие звезды в Млечном Пути даже сегодня; как только они уйдут, они никогда не вернутся. По оценкам, это произойдет с нашим Солнцем в какой-то момент между 10 ^ 17 и 10 ^ 19 лет, причем последний вариант более вероятен, и со многими маломассивными объектами, включая атомы водорода, в конечном итоге также постигнет эта участь.

В далеком будущем больше не будет новых эпизодов звездообразования, которые приведут к появлению новых источников света. Все, на что нам придется полагаться, - это случайные случайные слияния коричневых карликов - неудавшихся звезд с массой менее 0,075 солнечной - которые преодолеют порог критической массы, чтобы инициировать ядерный синтез и дать жизнь новым звездам. Эти события будут редкими, но они должны способствовать формированию струйки новых звезд, где водород превращается в гелий в их ядрах, пока Вселенная не достигнет 10^{21. лет или около того. После этого гравитационный выброс должен стать достаточно эффективным, чтобы в любых оставшихся галактиках, включая нашу собственную, оставались только звездные трупы.}

Но даже в самом конце всего этого, бесчисленное количество лет в будущем, мы все еще должны быть в состоянии нарисовать воображаемую сферу вокруг того, что составляет нашу видимую Вселенную сегодня, и сосчитать атомы внутри. Если бы мы это сделали, мы бы обнаружили, что где-то около 85-88% этих атомов по количеству все еще являются атомами водорода, просто большинство из них блуждает в глубинах пустого межгалактического пространства, слишком разреженного и слишком изолированного, чтобы когда-либо существовать. снова образуют звезды. Когда-нибудь Вселенная может стать холодной, пустой, темной и беззвездной, но не из-за недостатка водорода!

Отправляйте свои вопросы «Задайте Итану» по адресу startwithabang в gmail dot com!