Pregúntele a Ethan # 34: cómo el universo usa su combustible
Si las personas pudieran ser medidas por la tabla periódica de elementos, entonces el amor estaría debajo del primer número.
- David Mitchell
El lector pregunta:¿Qué saben los científicos acerca de cuánto hidrógeno se creó originalmente en el universo y qué le sucedió? Me gustaría saber cuánto es en las estrellas, cuánto se ha convertido en elementos más pesados, cuánto es en planetas, lunas, cometas, en el espacio interestelar, intergaláctico y en algún otro lugar donde se me olvidó.
¡Puedes comenzar solo desde el principio, desde el momento de la formación del Universo visible para nosotros, es decir, desde el Big Bang!
Al final de la inflación cósmica y después de que la energía se transformara en materia, antimateria y radiación, lo que parecía ser lo que llamamos la "parte visible del Universo". Inicialmente, se llenó con una sopa caliente y densa de partículas ultra-relativistas, y luego comenzó a enfriarse y expandirse, y la tasa de expansión disminuyó significativamente con el tiempo. La materia derrotó a la antimateria, los residuos aniquilados, los quarks y los gluones formaron protones y neutrones, y todo esto ocurrió en un mar de radiación abundante, que prevaleció sobre todos los protones y neutrones.
Después de un segundo desde el momento del Big Bang, esa parte del Universo que podemos observar hoy contenía 10 90partículas de radiación, 10 80 protones y neutrones (hasta ahora en una proporción de aproximadamente 50/50). La mayoría de los neutrones se convirtieron en protones, atrapando un neutrino o en descomposición, y después de tres minutos los neutrones restantes se juntaron con los protones y formaron helio.
A la edad de 8 minutos, el 92% de todos los núcleos atómicos (en cantidad) eran átomos de hidrógeno y el 8% - helio. Como el helio es 4 veces más pesado, en peso, esta proporción se parecía a 75/25.Con el tiempo, el Universo se enfrió, formó átomos neutros después de varios cientos de miles de años, y después de millones de años, estos átomos se enfriaron y se juntaron en nubes gigantes de gas molecular. Y, a pesar del hecho de que en esos días, la interacción electromagnética y la gravedad tenían propiedades inusuales, se requiere una reacción nuclear para cambiar el tipo de átomo. Por lo tanto, desde el punto de vista del hidrógeno, poco ha cambiado durante este tiempo. Hasta que aparecieron las estrellas.
Cuando creas una estrella, en su núcleo los núcleos ligeros de los átomos comienzan a convertirse en más pesados. El proceso de fusión nuclear ocurre a grandes temperaturas, presiones y densidades, cuando una masa de hidrógeno de al menos decenas de miles de masas terrestres se comprime en una estructura densa. Cuando la temperatura supera los cuatro millones de Kelvin, comienza la síntesis. La primera etapa de síntesis son los protones, es decir. los núcleos de hidrógeno trepan por la escalera nuclear, formando helio.¿Qué tan rápido termina el hidrógeno? El factor determinante aquí es la masa de la estrella.
En estrellas superpesadas, cientos de veces la masa del sol, los núcleos queman hidrógeno muy rápidamente, en solo unos pocos millones de años. Estas estrellas de clase O son muy raras, solo hay un 0.1% del número total, pero son las estrellas más brillantes de todo el Universo.
Las estrellas más claras, clase M, de la secuencia principal, son demasiado tenues para que incluso el Hubble las arregle. Viven decenas y cientos de billones de años (más de 1000 más que la edad actual del Universo) antes de consumir todo el hidrógeno. Además, tales estrellas de clase M son las más comunes en el Universo, son aproximadamente tres de cada cuatro estrellas.
Se podría decidir que después de todas las generaciones de estrellas que vivieron y murieron durante 13.82 mil millones de años, y teniendo en cuenta la gran cantidad de elementos más pesados que el hidrógeno en la Tierra y en el sistema solar, hoy se podría encontrar mucho menos hidrógeno en el Universo.Pero esto no es así.
Nuestro Sol se formó cuando el Universo tenía 9 mil millones de años, en el plano de una galaxia espiral, uno de los lugares más enriquecidos del Universo. Pero al mismo tiempo, habiéndose formado, consistía (en masa) en 71% de hidrógeno, 27% de helio y 2% de todo lo demás. Si contamos todo en átomos y tomamos el Sol como estándar, encontraremos que la cantidad de hidrógeno en 9.300 millones de años de la vida del Universo disminuyó del 92% al 91.1%.Sólo. ¿Como paso?
Cuando una nube molecular se comprime, solo del 5% al 10% de la masa de la nube cae en la estrella. El resto es emitido al espacio interestelar por la radiación ultravioleta emitida por nuevas estrellas.
Además, todas las estrellas más pesadas que la clase M queman solo el 10% de todo el combustible antes de convertirse en un gigante rojo. Para las estrellas de masa pequeña, la combustión es lo suficientemente lenta como para completar la convección, cuando el "combustible" gastado se mueve desde el núcleo hacia las capas externas, y el hidrógeno no quemado se mueve hacia adentro. Una estrella como Proxima Centauri eventualmente convertirá el 100% de su hidrógeno en helio, y tomará varios billones de años.
Pero todas las estrellas pesadas quemarán hasta el 10% del combustible, y morirán como supernovas o como nebulosas planetarias, y devolverán la mayor parte del hidrógeno al espacio interestelar.Por supuesto, las asociaciones de galaxias ocurren constantemente, durante las cuales ocurren períodos de intenso nacimiento de estrellas, conocido como formación de estrellas.
Pero cuanto más activamente se produce la formación de estrellas, más hidrógeno se expulsa de la galaxia al espacio intergaláctico. Y hoy, aproximadamente el 50% del hidrógeno en el Universo no pertenece a ninguna galaxia, sino que ocupa el espacio entre ellas. Lo más probable es que nunca se formen estrellas a partir de él. Además, la tasa de formación de estrellas ha disminuido dramáticamente con el tiempo, ahora es solo el 3% del máximo que una vez.
Las galaxias siguen siendo estructuras ligadas en las que se contendrá una gran cantidad de hidrógeno. Y aunque, muy probablemente, las estrellas ya no se formarán allí de la manera que prevalece ahora, creemos que las nuevas estrellas aparecerán incluso billones de años, y tal vez incluso más.
El universo se oscurecerá, pero no porque se quede sin hidrógeno. Esto se debe a que el hidrógeno restante no se puede recoger en nubes moleculares lo suficientemente grandes como para formar estrellas. Según las estimaciones, hay muchas razones para creer que su cantidad en el Universo no caerá por debajo del 80%. Es decir, tendremos mucho helio y muchos elementos aún más pesados, pero incluso con el tiempo tendiendo al infinito, el Universo estará compuesto principalmente de hidrógeno.Su masa puede caer por debajo del 50%, principalmente debido a las grandes galaxias y sus cúmulos. Pero creemos que cuando la edad del Universo sea un millón de veces mayor que ahora, se formarán nuevas estrellas, pero de acuerdo con esquemas completamente diferentes, debido a la compresión de las nubes moleculares que pesan millones de veces más que el Sol.
¿Llegará este proceso al final? No es posible calcular esto, y el Universo todavía es demasiado joven para poder sacar tales conclusiones de las observaciones.Pero, hasta donde sabemos, el hidrógeno fue inicialmente el elemento más abundante en el Universo, y permanecerá en esta posición mientras exista un Universo en el que pueda existir.Source: https://habr.com/ru/post/es384959/
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