🕴️ 👩🏾‍🤝‍👩🏻 🧒🏿 اسأل إيثان # 34: كيف يستخدم الكون وقوده 🔸 🔟 🏇🏽

إذا كان من الممكن قياس الأشخاص بالجدول الدوري للعناصر ، فإن الحب سيكون تحت الرقم الأول.
- ديفيد ميتشل

يسأل القارئ:

ماذا يعرف العلماء عن مقدار الهيدروجين الذي تم إنشاؤه أصلاً في الكون ، وماذا حدث له؟ أود أن أعرف كم هي في النجوم ، وكم تحولت إلى عناصر أثقل ، وكم في الكواكب ، والأقمار ، والمذنبات ، في الفضاء النجمي ، وبين المجرات ، وفي مكان آخر حيث نسيت.

يمكنك البدء فقط من البداية - من لحظة تكوين الكون المرئي لنا ، أي من الانفجار العظيم!

في نهاية التضخم الكوني وبعد تحول الطاقة إلى مادة ومضاد وإشعاع ، بدا لنا ما نسميه "الجزء المرئي من الكون". في البداية ، كانت مليئة بحساء ساخن وكثيف من الجسيمات النسبية للغاية ، ثم بدأ يبرد ويتوسع - وانخفض معدل التمدد بشكل ملحوظ مع مرور الوقت. هزمت المادة المادة المضادة ، البقايا التي تم القضاء عليها ، شكلت الكواركات والغلونات البروتونات والنيوترونات - وكل هذا حدث في بحر من الإشعاعات الوفيرة ، التي سادت على جميع البروتونات والنيوترونات.

بعد ثانية من لحظة الانفجار العظيم ، احتوى ذلك الجزء من الكون الذي يمكننا مراقبته اليوم على 10 ⁹⁰جزيئات الإشعاع ، 10 ⁸⁰ بروتون ونيوترون (حتى الآن بنسبة حوالي 50/50). تحولت معظم النيوترونات إلى بروتونات ، تصطاد نيوترينو أو تتحلل ، وبعد ثلاث دقائق تتجمع النيوترونات المتبقية مع البروتونات وتشكل الهليوم.

في عمر 8 دقائق ، كان 92 ٪ من جميع النوى الذرية (في الكمية) ذرات هيدروجين ، و 8 ٪ - هيليوم. نظرًا لأن الهيليوم أثقل بـ 4 مرات ، فإن هذه النسبة تبدو بالوزن 75/25.

بمرور الوقت ، تبرد الكون ، وشكل ذراتًا محايدة بعد عدة مئات الآلاف من السنين ، وبعد ملايين السنين تبريد هذه الذرات وتجمعت في سحب عملاقة من الغاز الجزيئي. وعلى الرغم من حقيقة أنه في تلك الأيام ، كان للتفاعل الكهرومغناطيسي والجاذبية خصائص غير عادية ، فإن التفاعل النووي مطلوب لتغيير نوع الذرة. لذلك ، من وجهة نظر الهيدروجين ، لم يتغير الكثير خلال هذا الوقت. حتى ظهرت النجوم.

عندما تصنع نجمًا ، تبدأ نواة الذرات الخفيفة في قلبها تتحول إلى نواة أثقل. تحدث عملية الاندماج النووي في درجات حرارة وضغوط وكثافة هائلة - عندما يتم ضغط كتلة من الهيدروجين لعشرات الآلاف من كتل الأرض على الأقل في بنية كثيفة واحدة. عندما تتجاوز درجة الحرارة أربعة ملايين كلفن ، يبدأ التوليف. المرحلة الأولى من التوليف هي البروتونات ، أي تندفع نوى الهيدروجين إلى السلم النووي لتشكل الهيليوم.

ما مدى سرعة انتهاء الهيدروجين؟ العامل المحدد هنا هو كتلة النجم.

في النجوم الفائقة الثقل ، مئات المرات كتلة الشمس ، تحرق النواة الهيدروجين بسرعة كبيرة - في غضون بضعة ملايين من السنين فقط. هذه النجوم من الدرجة O نادرة جدًا ، حيث لا يوجد سوى 0.1 ٪ من العدد الإجمالي - لكنها النجوم الأكثر سطوعًا في الكون بأكمله.

أما النجوم الأخف ، فئة M ، من التسلسل الرئيسي ، فهي باهتة جدًا بحيث يتعذر حتى على هابل إصلاحها. إنهم يعيشون لعشرات ومئات تريليونات السنين (أكثر من 1000 أكثر من عمر الكون الحالي) قبل أن يستهلكوا جميع الهيدروجين. علاوة على ذلك ، هذه النجوم من الفئة M هي الأكثر شيوعًا في الكون ، وهذه هي تقريبًا ثلاثة من كل أربعة نجوم.

يمكن أن يتقرر أنه بعد كل أجيال النجوم التي عاشت وماتت لمدة 13.82 مليار سنة ، ومع مراعاة العدد الهائل من العناصر الأثقل من الهيدروجين على الأرض وفي النظام الشمسي ، يمكن العثور على كمية أقل بكثير من الهيدروجين في الكون اليوم.

لكن الأمر ليس كذلك.

تشكلت شمسنا عندما كان عمر الكون 9 مليار سنة ، في مستوى مجرة حلزونية - واحدة من أكثر الأماكن ثراءً في الكون. ولكن في نفس الوقت ، بعد أن تشكلت ، تتكون (بالكتلة) من 71٪ هيدروجين ، 27٪ هيليوم ، و 2٪ من كل شيء آخر. إذا حسبنا كل شيء في الذرات وأخذنا الشمس كمعيار ، فسوف نجد أن كمية الهيدروجين في 9.3 مليار سنة من عمر الكون انخفضت من 92٪ إلى 91.1٪.

مجرد. كيف حدث هذا؟

عندما يتم ضغط سحابة جزيئية ، تقع فقط من 5٪ إلى 10٪ من كتلة السحابة في النجم. ينبعث الباقي في الفضاء النجمي عن طريق الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من النجوم الجديدة.

بالإضافة إلى ذلك ، كل النجوم أثقل من فئة M تحرق 10 ٪ فقط من جميع الوقود قبل أن تتحول إلى عملاق أحمر. بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الصغيرة ، يكون الاحتراق بطيئًا بما يكفي لإكمال الحمل الحراري ، عندما ينتقل "الوقود" المستهلك من القلب إلى الطبقات الخارجية ، ويتحرك الهيدروجين غير المحترق إلى الداخل. ستحول نجمة مثل Proxima Centauri في النهاية 100٪ من هيدروجينها إلى هليوم - وسيستغرق الأمر عدة تريليون سنة.

لكن جميع النجوم الثقيلة ستحترق ما يصل إلى 10٪ من الوقود ، وتموت على شكل مستعرات أعظم أو سدم كوكبية ، وتعيد الجزء الأكبر من الهيدروجين إلى الفضاء النجمي.

بالطبع ، تحدث ارتباطات المجرات باستمرار ، تحدث خلالها فترات ولادة النجوم المكثفة ، والمعروفة باسم تكوين النجوم.

ولكن كلما حدث تكوين نجم أكثر نشاطًا ، كلما تم طرد الهيدروجين بعيدًا عن المجرة ، إلى الفضاء بين المجرات. واليوم ، لا ينتمي حوالي 50 ٪ من الهيدروجين في الكون إلى أي مجرة ، ولكنه يشغل الفراغ بينهما. على الأرجح ، لن تتشكل النجوم منه أبدًا. بالإضافة إلى ذلك ، انخفض معدل تكوين النجوم بشكل كبير بمرور الوقت - الآن أصبح 3 ٪ فقط من الحد الأقصى الذي كان في السابق.

تظل المجرات هياكل مقيدة يتم فيها احتواء كمية كبيرة من الهيدروجين. وعلى الرغم من أن النجوم على الأرجح لن تتشكل هناك بالطريقة السائدة الآن ، إلا أننا نعتقد أن النجوم الجديدة ستظهر حتى تريليونات السنين ، وربما لفترة أطول.

سوف يغمق الكون ، ولكن ليس لأنه ينفد من الهيدروجين. هذا لأنه لا يمكن جمع الهيدروجين المتبقي في السحب الجزيئية الكبيرة بما يكفي لتشكيل النجوم. وفقًا للتقديرات ، هناك كل سبب يدعو للاعتقاد بأن مقداره في الكون لن يقل عن 80٪. وهذا يعني أنه سيكون لدينا الكثير من الهليوم والعديد من العناصر الأثقل ، ولكن حتى مع الوقت يميل إلى ما لا نهاية ، فإن الكون سيتكون بشكل رئيسي من الهيدروجين.

يمكن أن تنخفض كتلته إلى ما دون 50٪ ، ويرجع ذلك أساسًا إلى المجرات الكبيرة وعناقيدها. لكننا نعتقد أنه عندما يكون عمر الكون أكبر مليون مرة من الآن ، ستتشكل نجوم جديدة ، ولكن وفقًا لمخططات مختلفة تمامًا - بسبب ضغط السحب الجزيئية التي تزن ملايين المرات أكثر من الشمس.

هل ستصل هذه العملية إلى النهاية؟ لا يمكن حساب ذلك ، ولا يزال الكون صغيرًا جدًا بحيث لا يمكنه استخلاص مثل هذه الاستنتاجات من الملاحظات.

ولكن ، على حد علمنا ، كان الهيدروجين في البداية العنصر الأكثر وفرة في الكون ، وسيبقى في هذا الوضع طالما كان هناك الكون الذي يمكن أن يوجد فيه.

اسأل إيثان # 34: كيف يستخدم الكون وقوده

More articles: