Tanyakan Ethan # 34: Bagaimana Alam Semesta Menggunakan Bahan Bakarnya
Jika orang dapat diukur dengan tabel unsur secara berkala, maka cinta akan berada di bawah angka pertama.
- David Mitchell
Pembaca bertanya:Apa yang diketahui para ilmuwan tentang berapa banyak hidrogen yang awalnya diciptakan di alam semesta, dan apa yang terjadi padanya? Saya ingin tahu berapa banyak itu di bintang-bintang, berapa banyak telah menjadi elemen yang lebih berat, berapa banyak di planet, bulan, komet, di ruang antar bintang, intergalaksi, dan di tempat lain di mana saya lupa.
Anda dapat mulai hanya dari awal - dari saat pembentukan Semesta terlihat oleh kita, yaitu, dari Big Bang!
Pada akhir inflasi kosmik dan setelah energi diubah menjadi materi, antimateri dan radiasi, apa yang tampaknya kita sebut sebagai "bagian yang terlihat dari Semesta." Awalnya, itu diisi dengan sup panas dan padat partikel ultra-relativistik, dan kemudian mulai mendingin dan berkembang - dan laju ekspansi menurun secara signifikan dari waktu ke waktu. Materi mengalahkan antimateri, residu yang dimusnahkan, quark dan gluon membentuk proton dan neutron - dan semua ini terjadi di lautan radiasi yang berlimpah, yang menang atas semua proton dan neutron.
Setelah sedetik dari saat Big Bang, bagian dari Semesta yang dapat kita amati hari ini berisi 1090partikel radiasi, 10 80 proton dan neutron (sejauh ini dalam perbandingan sekitar 50/50). Sebagian besar neutron berubah menjadi proton, menangkap neutrino atau membusuk, dan setelah tiga menit neutron yang tersisa berkumpul bersama dengan proton dan membentuk helium.
Pada usia 8 menit, 92% dari semua inti atom (dalam jumlah) adalah atom hidrogen, dan 8% - helium. Karena helium 4 kali lebih berat, rasio ini terlihat seperti 75/25.Seiring waktu, alam semesta mendingin, membentuk atom netral setelah beberapa ratus ribu tahun, dan setelah jutaan tahun, atom-atom ini mendingin dan berkumpul dalam awan raksasa gas molekuler. Dan, terlepas dari kenyataan bahwa pada masa itu, interaksi elektromagnetik dan gravitasi memiliki sifat yang tidak biasa, reaksi nuklir diperlukan untuk mengubah jenis atom. Karena itu, dari sudut pandang hidrogen, sedikit yang berubah selama ini. Sampai bintang-bintang muncul.
Ketika Anda membuat bintang, di intinya inti atom mulai berubah menjadi yang lebih berat. Proses fusi nuklir terjadi pada suhu, tekanan, dan kepadatan yang besar - ketika massa hidrogen setidaknya puluhan ribu massa Bumi dikompresi menjadi satu struktur padat. Ketika suhu melebihi empat juta Kelvin, sintesis dimulai. Tahap pertama sintesis adalah proton, mis. inti hidrogen berebut tangga nuklir, membentuk helium.Seberapa cepat hidrogen berakhir? Faktor penentu di sini adalah massa bintang.
Di bintang superheavy, ratusan kali massa matahari, nukleus membakar hidrogen dengan sangat cepat - hanya dalam beberapa juta tahun. Bintang kelas O semacam itu sangat langka, hanya ada 0,1% dari jumlah keseluruhan - tetapi mereka adalah bintang paling terang di seluruh Semesta.
Bintang paling ringan, kelas-M, dari urutan utama, terlalu redup untuk diperbaiki oleh Hubble. Mereka hidup selama puluhan dan ratusan triliun tahun (lebih dari 1000 lebih dari umur Alam Semesta saat ini) sebelum mereka mengonsumsi semua hidrogen. Selain itu, bintang kelas M seperti itu adalah yang paling umum di alam semesta, ini adalah sekitar tiga dari setiap empat bintang.
Dapat diputuskan bahwa setelah semua generasi bintang yang hidup dan mati selama 13,82 miliar tahun, dan dengan memperhitungkan sejumlah besar unsur yang lebih berat daripada hidrogen di Bumi dan di tata surya, lebih sedikit hidrogen yang dapat ditemukan di Semesta saat ini.Tapi ini tidak benar.
Matahari kita terbentuk ketika Alam Semesta berusia 9 miliar tahun, di bidang galaksi spiral - salah satu tempat paling kaya di Alam Semesta. Tetapi pada saat yang sama, setelah terbentuk, terdiri dari 71% hidrogen, 27% helium, dan 2% lainnya. Jika kita menghitung semuanya menjadi atom dan mengambil Matahari sebagai standar, kita akan menemukan bahwa jumlah hidrogen dalam 9,3 miliar tahun kehidupan Semesta telah menurun dari 92% menjadi 91,1%.Hanya. Bagaimana hal itu terjadi?
Ketika awan molekul dikompresi, hanya dari 5% hingga 10% dari massa awan yang jatuh ke bintang. Sisanya dipancarkan ke ruang antar bintang oleh radiasi ultraviolet yang dipancarkan oleh bintang-bintang baru.
Selain itu, semua bintang yang lebih berat dari kelas M hanya membakar 10% dari semua bahan bakar sebelum berubah menjadi raksasa merah. Untuk bintang-bintang bermassa kecil, pembakaran cukup lambat untuk menyelesaikan konveksi, ketika "bahan bakar" yang dihabiskan bergerak dari inti ke lapisan luar, dan hidrogen yang tidak terbakar bergerak ke dalam. Bintang seperti Proxima Centauri akhirnya akan mengubah 100% hidrogennya menjadi helium - dan itu akan memakan waktu beberapa triliun tahun.
Tetapi semua bintang berat akan membakar hingga 10% dari bahan bakar, dan mati sebagai supernova atau sebagai planetary nebula, dan mengembalikan sebagian besar hidrogen kembali ke ruang antarbintang.Tentu saja, asosiasi galaksi terus-menerus terjadi, di mana periode kelahiran intens bintang, yang dikenal sebagai pembentukan bintang, terjadi.
Tetapi semakin aktif pembentukan bintang, semakin banyak hidrogen yang dikeluarkan dari galaksi, ke ruang intergalaksi. Dan hari ini, sekitar 50% hidrogen di Semesta bukan milik galaksi mana pun, tetapi menempati ruang di antara mereka. Kemungkinan besar, bintang tidak akan pernah terbentuk darinya. Selain itu, laju pembentukan bintang telah menurun secara dramatis dari waktu ke waktu - sekarang hanya 3% dari jumlah maksimum yang pernah ada.
Galaksi tetap merupakan struktur terikat di mana sejumlah besar hidrogen akan terkandung. Dan meskipun, kemungkinan besar, bintang-bintang tidak akan lagi terbentuk di sana dengan cara yang berlaku sekarang, kami percaya bahwa bintang-bintang baru akan muncul bahkan triliunan tahun, dan bahkan mungkin lebih lama.
Alam semesta akan menjadi gelap, tetapi bukan karena kehabisan hidrogen. Ini karena hidrogen yang tersisa tidak dapat dikumpulkan dalam awan molekul yang cukup besar untuk membentuk bintang. Menurut perkiraan, ada banyak alasan untuk meyakini bahwa jumlahnya di Semesta tidak akan jatuh di bawah 80%. Artinya, kita akan memiliki banyak helium dan banyak unsur yang bahkan lebih berat, tetapi bahkan dengan waktu yang cenderung tak terbatas, alam semesta akan terdiri terutama dari hidrogen.Massanya bisa jatuh di bawah 50%, terutama karena galaksi besar dan kelompoknya. Tetapi kami percaya bahwa ketika usia Semesta akan satu juta kali lebih besar dari sekarang, bintang-bintang baru akan terbentuk, tetapi menurut skema yang sama sekali berbeda - karena kompresi awan molekul yang beratnya jutaan kali lebih banyak dari Matahari.
Apakah proses ini akan mencapai akhir? Tidak mungkin menghitung ini, dan Semesta masih terlalu muda untuk dapat menarik kesimpulan seperti itu dari pengamatan.Tapi, sejauh yang kita tahu, hidrogen pada awalnya adalah unsur paling melimpah di Semesta, dan ia akan tetap pada posisi ini selama ada Semesta di mana ia bisa ada.Source: https://habr.com/ru/post/id384959/
All Articles