Pergunte ao Ethan #34: Consumindo o combustível do Universo

Crédito da imagem: Andrew Harrison de http://interstellar-medium.blogspot.com/.



O hidrogênio foi o primeiro elemento já criado, mas há menos agora do que nunca.

Se a condição humana fosse a tabela periódica, talvez o amor fosse o hidrogênio no número 1. – David Mitchell

Algumas semanas, as perguntas que escolhemos para nossa coluna semanal Ask Ethan são sobre fenômenos aqui na Terra, que vão desde preocupações humanas como educação, engenharia e estado físico do próprio planeta. Mas em outras semanas, vamos longe no Universo e consideramos as estrelas, galáxias ou todo o Universo como um todo, desde o conhecido até o incognoscível. Todos vocês continuaram a enviar seus perguntas e sugestões , e a entrada escolhida desta semana vem de Franklin Johnston, que nos pede para pensar em como alguns dos menores pedaços do Universo evoluíram nas maiores (e mais longas) escalas:



Qual é o nosso entendimento atual sobre quanto hidrogênio foi criado inicialmente após o Big Bang e o que aconteceu com ele desde então? Eu gostaria de saber quanto está atualmente nas estrelas, quanto foi convertido em elementos mais pesados, quanto em planetas, luas e cometas, quanto no espaço interestelar, quanto no espaço intergaláctico e em qualquer outro lugar que eu possa esqueceram.

Há apenas uma maneira de começar, e é começar no início do nosso Universo observável como o conhecemos: no próprio Big Bang!

Crédito da imagem: colaboração RHIC, Brookhaven, via http://www.bnl.gov/newsroom/news.php?a=11403 .



Quando inflação cósmica acabou , e toda a energia que havia sido trancada como energia intrínseca ao próprio espaço foi transformada em matéria, antimatéria e radiação, o que tradicionalmente consideramos nosso universo observável começasse. Cheio de uma sopa quente e densa de partículas ultrarelativistas, começou a esfriar à medida que se expandia, e a taxa de expansão diminuiu tremendamente ao longo do tempo. A matéria venceu a antimatéria (e o restante foi aniquilado), e quarks e glúons se juntaram para formar prótons e nêutrons livres, todos em meio a um mar de radiação muito mais numeroso do que os prótons e nêutrons que viriam a compor a maior parte do que conhecemos como matéria normal. em nossa linguagem cotidiana.

Crédito da imagem: eu, fundo de Christoph Schaefer.

No momento em que um único segundo se passou desde o início do Big Bang quente, a parte do Universo que é observável para nós hoje continha cerca de 10^90 partículas de radiação, com cerca de 10^80 prótons e nêutrons (divididos aproximadamente 50/50) restantes. A maioria dos nêutrons acabou se convertendo em prótons via captura de neutrinos ou via decaimento radioativo, e quando o Universo tinha pouco mais de três minutos, os nêutrons restantes se fundiriam com os prótons para formar hélio.

Crédito da imagem: Chris Mihos da Case Western Reserve University, via http://donkey.cwru.edu/Academics/Astr328/Notes/BBN/nucleosynth_fig.jpg .



De a época em que o universo tinha quatro minutos , 92% de todos os núcleos atômicos, em número, eram átomos de hidrogênio, com os 8% restantes como hélio. (Se você classificar esses átomos por massa em vez disso, considerando que o hélio é tipicamente quatro vezes mais massivo que o hidrogênio, a divisão é mais parecida com 75%/25%.)

Ao longo de mais tempo, o Universo continuou a esfriar, formando átomos neutros após algumas centenas de milhares de anos, e então – mais de milhões de anos - esses átomos neutros esfriaram e se contraíram para formar nuvens gigantes de gás molecular. Embora as forças eletromagnéticas e gravitacionais tenham efeitos interessantes durante esse período, é preciso um nuclear reação para mudar o tipo de átomo que você tem. Portanto, nada realmente muda durante esse período no que diz respeito ao hidrogênio. Isto é, claro, até que as primeiras estrelas se formem.

Crédito da imagem: NASA, ESA, R. O'Connell, F. Paresceysics, E. Young, o Comitê de Supervisão Científica do WFC3 e a Equipe de Herança do Hubble (STScI/AURA).

Sempre que você faz uma verdadeira estrela, sua característica definidora é que em seu núcleo , ele começa a fundir núcleos mais leves em núcleos mais pesados. Este processo de fusão nuclear só ocorre sob as tremendas temperaturas, pressões e altas densidades quando pelo menos dezenas de milhares de massas terrestres de hidrogênio se juntam em uma única estrutura ligada. Quando a temperatura do núcleo excede cerca de quatro milhões de Kelvin, a fusão pode começar, e o primeiro estágio da fusão são prótons únicos - os núcleos que definem o hidrogênio - trabalhando em seu caminho até a cadeia nuclear para eventualmente formar hélio . Existem outras reações que pode acontecer mais tarde , mas o foco de hoje é o hidrogênio.

Quanto tempo leva para consumir esse hidrogênio? O maior fator determinante, acredite ou não, é bem simples: o massa da estrela quando se forma pela primeira vez.



Crédito da imagem: NASA, ESA e E. Sabbi (ESA/STScI) Agradecimento: R. O'Connell (Universidade da Virgínia) e o Comitê de Supervisão Científica da Wide Field Camera 3.

Para as estrelas de maior massa, as que são centenas de vezes a massa do nosso Sol (como as mais brilhantes e azuis mostradas acima), seus núcleos queimam seu hidrogênio incrivelmente rápido, usando-o em questão de apenas alguns milhões de anos, no máximo. Essas estrelas da classe O são muito raras, representando menos de 0,1% de todas as estrelas, mas são as estrelas mais brilhantes e luminosas de todo o Universo, e Além disso os lugares mais rápidos para o Universo usar seu hidrogênio.

Crédito da imagem: NASA, ESA e a equipe Hubble SM4 ERO.

Por outro lado, o mais baixo estrelas de massa - estrelas da classe M da sequência principal muito fracas para aparecer mesmo na imagem do Hubble acima - podem viver por dezenas ou até centenas de trilhões de anos (mais de 1.000 vezes a idade atual do Universo) antes de queimar todo o seu hidrogênio. Pode não parecer tão importante na superfície, mas não se esqueça que as estrelas da classe M são de longe o tipo estelar mais comum no Universo; três fora de cada quatro estrelas que estão vivas hoje são estrelas da classe M!

Crédito da imagem: usuário do Wikimedia Commons LucasVB .

Você pode pensar que, dadas todas as gerações de estrelas que viveram e morreram nos últimos 13,82 bilhões de anos, e dada a vasta abundância de elementos mais pesado do que o hidrogênio aqui na Terra e em todo o Sistema Solar, haveria muito menos hidrogênio no Universo hoje.

No entanto, isso simplesmente não é o caso.

Crédito da imagem: usuário do Wikimedia Commons 28 bytes, via CC-BY-SA-3.0.

Nosso Sol é significativamente enriquecido, tendo se formado quando o Universo tinha mais de 9 bilhões de anos no plano de uma galáxia espiral, um dos lugares mais enriquecidos do Universo. No entanto, quando nosso Sol se formou, ainda era feito de – em massa – 71% de hidrogênio, 27% de hélio e cerca de 2% de outras coisas. Se convertermos isso em número de átomos e tratarmos o Sol como típico do Universo, isso significa que, nos primeiros 9,3 bilhões de anos do Universo, a fração de hidrogênio caiu de 92% para 91,1%.

É isso. Então, como essa mudança é tão pequena?

Crédito da imagem: missão WISE, NASA / JPL-Caltech / UCLA, via http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/multimedia/gallery/pia13443.html .

Quando uma nuvem molecular colapsa para formar estrelas, apenas cerca de 5 a 10% da massa da nuvem inicial acabará em estrelas. A grande maioria do resto é soprada de volta para o meio interestelar pela radiação ultravioleta emitida pelas estrelas quentes que se formam mais cedo.

Crédito da imagem: NASA e The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

E então, em topo disso, todas as estrelas mais pesado do que as estrelas da classe M queimam apenas cerca de 10% de seu combustível total antes de se expandirem para uma gigante vermelha. Para as estrelas de massa mais baixa (classe M), a queima é lenta o suficiente para que toda a estrela tenha tempo de convecção, movendo o combustível queimado do núcleo para as camadas externas e para mover o hidrogênio não queimado para o núcleo; uma estrela como Proxima Centauri acabará por transformar 100% de seu hidrogênio em hélio, um processo que levará alguns trilhões de anos.

Crédito da imagem: http://astrojan.ini.hu/ , recuperado de Margaret Hanson, U. de Cincinnati.

Mas cada estrela que pertence a uma classe mais pesada queimará apenas 10% de seu combustível de hidrogênio, morrerá em uma supernova ou em uma nebulosa planetária e retornará a grande maioria de seu combustível não queimado de volta ao meio interestelar.

E ainda em meio a tudo isso, galáxias ir , e passam por intensos períodos de formação estelar quando isso acontece, conhecidos como starbursts.

Crédito da imagem: NASA, ESA e Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

No entanto, quanto mais violentas são essas explosões estelares, mais hidrogênio é realmente expelido da galáxia inteiramente, jogado no meio intergaláctico! Neste momento, cerca de 50% do hidrogênio do Universo não está ligado a nenhuma galáxia, mas ocupa o espaço entre as galáxias e provavelmente nunca mais formará estrelas. Além de tudo isso, a taxa geral de formação de estrelas caiu tremendamente ao longo da história do Universo; a partir de seu máximo, a taxa que o Universo forma novas estrelas é apenas 3% do que era antes .

Crédito da imagem: NASA / JPL-Caltech / STScI / H. Inami (SSC/Caltech), via http://www.spitzer.caltech.edu/images/3430-sig10-023-A-Powerful-Shrouded-Starburst .

E, no entanto, as galáxias permanecem como estruturas ligadas e continuarão a ter grandes quantidades de hidrogênio no futuro. Mesmo que muito provavelmente não crie novas estrelas pelo mesmo mecanismo que domina hoje, esperamos que haja novas estrelas por muitos trilhões de anos (centenas ou milhares de vezes a idade atual do Universo) e possivelmente por muito mais tempo. .

Créditos da imagem: SDSS (mais externa), HST / WFC3 (mais interna), Universidade de Michigan / H. Alyson Ford / Joel. N. Bregman (todos).

O universo vontade escurecer, mas não será porque ficou sem hidrogênio. Em vez disso, será porque o hidrogênio que resta é incapaz de se unir em uma nuvem molecular grande o suficiente para formar novas estrelas. É apenas uma estimativa, mas duvido que – pelo número de átomos – a quantidade de hidrogênio no Universo caia abaixo de 80%. Em outras palavras, vamos formar bastante hélio e um grande número de elementos mais pesados, mas a todo momento, mesmo se rodarmos o relógio teórico até o infinito, o Universo sempre será principalmente hidrogênio. (O que não deveria ser muito surpreendente; por número de átomos, tu são principalmente hidrogênio !)

De massa , podemos acabar com menos de 50% do Universo como hidrogênio , particularmente devido a grandes galáxias e aglomerados de galáxias. O fato é que, quando o Universo tiver milhões de vezes a idade atual, esperamos que novas estrelas ainda estejam se formando, mas por um mecanismo muito diferente, colapsando nuvens moleculares com milhões de vezes a massa do Sol.

Crédito da imagem: NASA, ESA e a equipe Hubble SM4 ERO, via http://www.spacetelescope.org/images/heic0910e/ .

Esse processo será executado até quase a conclusão? Não temos o poder teórico ou computacional para saber, e o Universo não existe há tempo suficiente para que as observações nos forneçam informações úteis.

Mas até onde sabemos, o hidrogênio começou como o elemento mais abundante no Universo, e continuará assim enquanto houver um Universo para existir. Obrigado por uma pergunta divertida, Franklin, e se você como a chance de ser o assunto do próximo Ask Ethan, envie seu perguntas e sugestões aqui!


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