• Começa com um estrondo

Pergunte a Ethan: o Universo ficará sem hidrogênio?

O elemento mais comum no Universo, vital para a formação de novas estrelas, é o hidrogênio. Mas há uma quantidade finita disso; e se acabarmos?

Principais conclusões

• O elemento mais comum no Universo, tanto em número quanto em massa, é o hidrogênio: um fato que foi verdadeiro imediatamente após o Big Bang e que permanece verdadeiro até hoje.
• Mas o principal processo de fusão nuclear que alimenta as estrelas é a fusão do hidrogênio em hélio, aumentando a abundância de elementos mais pesados ​​às custas do hidrogênio.
• Depois que passar um tempo suficiente e estrelas suficientes se formarem, isso significa que ficaremos sem hidrogênio e nenhuma outra formação de estrelas será possível? Vamos descobrir.

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Nada neste Universo dura para sempre, não importa quão grande, massivo ou duradouro pareça ser. Toda estrela que já nasceu um dia ficará sem combustível em seu núcleo e morrerá. Toda galáxia que está formando estrelas ativamente um dia ficará sem material de formação de estrelas e deixará de fazê-lo. E toda luz que brilha um dia vai esfriar e escurecer. Se esperarmos o suficiente, não haverá nada para ver, observar ou mesmo extrair energia; quando atingir um estado de entropia máxima, o cosmos atingirá uma “morte térmica”, o inevitável estágio final de nossa evolução cósmica.

Mas o que exatamente isso significa para o átomo mais simples de todos: o hidrogênio, o elemento mais comum no Universo desde o início do Big Bang? Isso é o que Bill Thomson quer saber, escrevendo para perguntar:

“Li em algum lugar que eventualmente todo o hidrogênio do universo será consumido e não estará mais disponível para abastecer as estrelas. Presumivelmente, todo o hidrogênio será usado nas fornalhas dos multitrilhões de estrelas. Você acha que isso é possível?”

É possível, mas se isso vai acontecer ou não, está aberto ao debate e à interpretação. Aqui está a história – passado, presente e futuro – dos elementos mais simples e comuns de todos.

O Big Bang produz matéria, antimatéria e radiação, com um pouco mais de matéria sendo criada em algum ponto, levando ao nosso Universo hoje. Como essa assimetria surgiu, ou surgiu de onde não havia assimetria para começar, ainda é uma questão em aberto, mas podemos ter certeza de que o excesso de quarks up-and-down sobre suas contrapartes de antimatéria é o que permitiu a formação de prótons e nêutrons. no início do Universo em primeiro lugar.

O passado

O elemento mais comum em nosso Universo hoje é o hidrogênio, assim como foi logo após o quente Big Bang. O que é notável é que não precisava ser assim; se as coisas tivessem sido apenas um pouco diferentes, teríamos começado com um Universo que praticamente não tinha hidrogênio e onde o hélio era o elemento mais leve disponível.

A razão pela qual as coisas aconteceram do jeito que aconteceram - onde 92% dos átomos (em número) e 75% da composição elementar (em massa) do Universo era hidrogênio, mesmo antes da formação de qualquer estrela - foi devido à radiação conteúdo do Universo logo após o Big Bang.

A razão não é intuitiva, mas pelo menos é direta. No início do Universo, logo após o quente Big Bang, o Universo consistia em todas as partículas e antipartículas que é possível criar, pois havia energia suficiente disponível em cada colisão de dois quanta para trazer espontaneamente à existência pares partícula-antipartícula de todos os tipos via Einstein E = mc² . Foi somente quando o Universo se expandiu e esfriou, e a correspondente energia por quantum caiu, que as partículas mais pesadas e instáveis ​​(e antipartículas) se aniquilaram e/ou decaíram.

Nos primeiros tempos, nêutrons e prótons (L) se interconvertem livremente, devido aos elétrons, pósitrons, neutrinos e antineutrinos energéticos, e existem em números iguais (parte superior central). Em temperaturas mais baixas, as colisões ainda têm energia suficiente para transformar nêutrons em prótons, mas cada vez menos podem transformar prótons em nêutrons, deixando-os como prótons (parte inferior central). Após o desacoplamento das interações fracas, o Universo não está mais dividido 50/50 entre prótons e nêutrons, mas mais como 85/15. Depois de mais 3-4 minutos, o decaimento radioativo muda ainda mais o equilíbrio em favor dos prótons.

Eventualmente, alguns microssegundos após o início do Big Bang quente, quarks e glúons passaram de um plasma para estados ligados: principalmente prótons e nêutrons, coexistindo em uma divisão de aproximadamente 50/50. A proporção próton/nêutron permanece em uma divisão de 50/50 por cerca de alguns décimos de segundo em nosso Universo, à medida que prótons e nêutrons se interconvertem em taxas iguais, com prótons e elétrons se fundindo para se tornarem nêutrons e neutrinos (e vice-versa). e prótons e antineutrinos se fundindo para se tornarem nêutrons e pósitrons (e vice-versa).

Mas então, três processos competem, competindo pelo domínio, com o vencedor dependendo das condições dentro do nosso Universo.

1. A energia por partícula diminui o suficiente, à medida que o Universo se expande, de modo que os nêutrons interagindo com pósitrons ou neutrinos tenham energia suficiente para converter em prótons, mas apenas uma fração dos prótons interagindo com elétrons ou antineutrinos têm energia suficiente para converter em nêutrons.
2. Os nêutrons livres, que são instáveis ​​com uma meia-vida de cerca de 10 minutos, decaem radioativamente em prótons (mais um elétron e um antineutrino).
3. A fusão nuclear ocorre entre prótons e nêutrons, formando uma cadeia que leva rapidamente à formação do hélio-4: com dois prótons e dois nêutrons em seu núcleo.

Os elementos mais leves do Universo foram criados nos estágios iniciais do Big Bang quente, onde prótons e nêutrons brutos se fundiram para formar isótopos de hidrogênio, hélio, lítio e berílio. O berílio era todo instável, deixando o Universo apenas com os três primeiros elementos antes da formação das estrelas. As proporções observadas dos elementos nos permitem quantificar o grau de assimetria matéria-antimatéria no Universo, comparando a densidade do bárion com a densidade do número de fótons, e nos leva à conclusão de que apenas ~ 5% da densidade de energia moderna total do Universo é permitido existir na forma de matéria normal, e que a proporção bárion-fóton, exceto para a queima de estrelas, permanece praticamente inalterada em todos os momentos.

Talvez surpreendentemente, há apenas um fator importante que determina qual será a abundância elementar logo antes da formação de qualquer estrela: a proporção de fótons para bárions (ou seja, prótons e nêutrons combinados) neste estágio. Se houver apenas alguns fótons para cada bárion que você possui, então esse terceiro fator - fusão nuclear entre prótons e nêutrons - ocorrerá muito cedo e muito rapidamente, dando a você um Universo cujos átomos são feitos de aproximadamente 100% de hélio (ou mais pesado). e ~ 0% de hidrogênio. Da mesma forma, se houver muitos fótons por bárion (como 10 ^vinte ou mais), então o segundo fator de decaimento de nêutrons domina, e o Universo será quase exclusivamente hidrogênio antes que a fusão nuclear possa ocorrer de forma estável; muitos fótons destruirão o primeiro passo frágil na fusão nuclear (deutério).

Mas em nosso Universo, onde temos pouco mais de um bilhão (10 ⁹ ) fótons por bárion, todos os três processos são importantes. As escalas de interconversão nêutron-próton se inclinam à medida que o Universo esfria, levando os prótons a superarem os nêutrons em cerca de 5:1 após alguns segundos. Então, esse processo se torna ineficiente e os nêutrons decaem nos próximos 3,5 minutos, resultando em uma proporção próton-nêutron de cerca de 7:1. Finalmente, ocorre a fusão nuclear, e isso nos dá um Universo com cerca de 75% de hidrogênio e 25% de hélio-4 em massa, ou 92% de hidrogênio e 8% de hélio em número de átomos. Essa fração persiste por milhões de anos, até que as primeiras estrelas comecem a se formar.

As abundâncias relativas de elementos no Sistema Solar foram medidas em geral, com hidrogênio e hélio sendo os elementos mais abundantes, seguidos por oxigênio, carbono e vários outros elementos. No entanto, as composições dos corpos mais densos, como os planetas terrestres, são distorcidas para serem um subconjunto muito diferente desses elementos. No geral, cerca de ~ 90% dos átomos do Universo, em número, ainda são hidrogênio, mesmo após mais de 13 bilhões de anos de formação estelar.

O presente

Já se passaram 13,8 bilhões de anos desde o Big Bang, e nosso universo observável se expandiu e esfriou o tempo todo. Também é gravitado, e os aglomerados gravitacionais mais densos se transformaram em estruturas massivas, ricas em estrelas e galáxias. Ao todo, se somarmos o número de estrelas formadas em nosso Universo observável durante esse tempo, chega a alguns sextilhões, e toda a fusão nuclear que ocorreu mudou bastante o equilíbrio atômico em nosso Universo. Em massa, hoje, nosso Universo é agora aproximadamente:

• 70% de hidrogênio,
• 28% de hélio,
• 1% de oxigênio,
• 0,4% de carbono,
• e cerca de 0,6% de todo o resto combinado, liderado por neon, depois ferro, nitrogênio, silício, magnésio e enxofre.

Em número, no entanto, o hidrogênio ainda domina, ainda constituindo aproximadamente 90% de todos os átomos do Universo. Apesar de toda a formação de estrelas que ocorreu – e tem havido uma enorme quantidade dela – quase todos os átomos do Universo ainda são simplesmente hidrogênio antigo, com apenas um próton para seu núcleo.

A taxa de formação de estrelas no Universo em função do desvio para o vermelho, que é em si uma função do tempo cósmico. A taxa geral, à esquerda, é derivada de observações ultravioleta e infravermelha e é notavelmente consistente ao longo do tempo e do espaço. Observe que a formação de estrelas, hoje, é apenas uma pequena porcentagem do que era em seu pico.

Você pode pensar, portanto, que temos um longo, longo caminho a percorrer antes que o Universo fique sem hidrogênio. Mas há outra peça do quebra-cabeça que sugere que talvez “ficar sem átomos de hidrogênio” não seja o problema que podemos intuir: a história da formação estelar do Universo. Aqui na Via Láctea, uma das trilhões de galáxias dentro do Universo observável, estamos formando cerca de 0,7 massas solares de novas estrelas a cada ano: uma quantidade insignificante. Não é particularmente insignificante em comparação com uma galáxia típica; com base na massa da Via Láctea, no conteúdo de gás e na proximidade de galáxias próximas, sua taxa de formação de estrelas está alinhada com o que as galáxias típicas do nosso Universo estão fazendo neste momento: 13,8 bilhões de anos após o Big Bang.

Mas esta é uma quantidade insignificante de formação de estrelas em comparação com o que o Universo estava fazendo bilhões de anos atrás. Na verdade, a atual taxa de formação de estrelas, em geral, é apenas 3-5% do que era no seu pico, cerca de 11 bilhões de anos atrás. A formação de estrelas atingiu sua taxa máxima naquela época e tem diminuído constantemente desde então. Também não há indicação de que essa diminuição vá parar tão cedo; até onde podemos dizer - embora haja rajadas localizadas de formação de novas estrelas, inclusive aqui, quando a Via Láctea e Andrômeda se fundirem cerca de 4 bilhões de anos no futuro - a taxa de formação de estrelas deve continuar caindo cada vez mais à medida que O tempo passa.

Uma série de fotos mostrando a fusão Via Láctea-Andrômeda e como o céu parecerá diferente da Terra quando isso acontecer. Essa fusão começará a ocorrer aproximadamente 4 bilhões de anos no futuro, com uma enorme explosão de formação estelar levando a uma galáxia mais evoluída, pobre em gás e esgotada, aproximadamente 7 bilhões de anos a partir de agora. Apesar das enormes escalas e números de estrelas envolvidas, apenas aproximadamente 1 em 100 bilhões de estrelas irá colidir ou se fundir durante este evento.

Parte do motivo dessa diminuição é que, à medida que as galáxias evoluem, elas fazem coisas como:

• sofrer rajadas de formação estelar,
• velocidade através do meio intragrupo e intracluster,
• e experimentar interações de maré de vizinhos galácticos,

que são todos exemplos de eventos que fazem com que o gás seja retirado ou ejetado da galáxia hospedeira. Muitas das galáxias que existem nos centros de ricos aglomerados de galáxias já são o que chamamos de “vermelhas e mortas”, não por causa de alguma propensão astronômica para propaganda anticomunista, mas porque, sem gás suficiente para formar novas gerações de estrelas, o alto - estrelas azuis de vida curta e de massa desaparecem, deixando apenas as estrelas de menor massa, vida mais longa, brilho menor e cor mais vermelha para trás.

Em uma galáxia como a nossa, onde tivemos a sorte de viver em relativo isolamento e ainda somos ricos em gás, futuras fusões levarão a novos episódios importantes de formação de estrelas, que por sua vez ejetarão uma parte substancial da nossa galáxia. gás no espaço intergaláctico: além da atração gravitacional de nosso Grupo Local. Terminaremos em um estado de esgotamento de gás, mas mesmo que a taxa de formação de estrelas caia, ela não deve cessar completamente. Devemos esperar ver novas e contínuas formações estelares não apenas por bilhões de anos, mas por muitos trilhões de anos. A grande questão em aberto, no entanto, é quanta formação de estrelas, em geral, permanece.

A galáxia NGC 2775, mostrada aqui, exibe um dos exemplos mais conhecidos de braços espirais floculentos, onde os braços se enrolaram muitas vezes nos arredores desta galáxia. A região central interna é altamente simétrica e desprovida de poeira, explicando sua cor amarela, enquanto os braços externos continuam a criar ondas de formação de novas estrelas. Isso persistirá por um longo tempo, mas, eventualmente, todo o combustível de formação de estrelas ficará completamente esgotado.

O futuro

Uma das principais realizações da astronomia nas últimas décadas é como a formação de estrelas é surpreendentemente ineficiente em consumir e usar o gás hidrogênio. Se você começar com uma enorme nuvem molecular de gás e ela se contrair para formar um grande número de novas estrelas - digamos, centenas, milhares ou até mesmo um número maior de estrelas - verifica-se que apenas cerca de 5-10% do gás vai nas estrelas recém-nascidas. Os 90-95% restantes são suavemente soprados de volta para o meio interestelar por uma combinação de radiação e ventos estelares, onde podem eventualmente participar de futuras gerações de formação estelar.

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Além disso, enquanto a maioria das estrelas que se formam, em número, serão estrelas anãs vermelhas de baixa massa e vida longa que irão conveccionar totalmente e acabar fundindo todo o seu hidrogênio em hélio, a maioria das estrelas que se formam por massa não t fazê-lo; eles apenas fundirão o hidrogênio em seus núcleos em hélio ou elementos mais pesados. As camadas externas, quer a estrela morra violentamente em uma supernova ou pacificamente em uma nebulosa planetária, serão ejetadas e, mais uma vez, devolvidas ao meio interestelar. Quando se trata da morte de estrelas parecidas com o Sol, a maior parte do hidrogênio que compôs suas camadas externas volta para o espaço, onde terão potencial de formação de estrelas mais uma vez.

Quando nosso Sol ficar sem combustível, ele se tornará uma gigante vermelha, seguida por uma nebulosa planetária com uma anã branca no centro. A nebulosa Olho de Gato é um exemplo visualmente espetacular desse destino potencial, com a forma intrincada, em camadas e assimétrica desta em particular sugerindo uma companheira binária. No centro, uma jovem anã branca se aquece à medida que se contrai, atingindo temperaturas dezenas de milhares de Kelvin mais quentes do que a gigante vermelha que a gerou. As camadas externas de gás são principalmente hidrogênio, que é devolvido ao meio interestelar no final da vida de uma estrela semelhante ao Sol.

Em outras palavras, provavelmente não será o consumo de hidrogênio pelos processos de fusão nuclear que acabará com a formação estelar; de acordo com a maioria das simulações e cálculos que podemos realizar, a maioria dos átomos no Universo sempre foram e sempre serão simples átomos de hidrogênio. A taxa de formação de estrelas cairá, mas enquanto as galáxias mantiverem um reservatório suficiente de gás hidrogênio, então, quando a contração gravitacional ocorrer em aglomerados massivos o suficiente, novas estrelas ainda poderão se formar. Isso pode não levar a um número muito grande de novas estrelas em comparação com o que já foi formado, mas a formação estelar deve persistir por pelo menos 100 trilhões de anos no futuro.

Mas o que vai acontecer, especialmente quando tiver passado tempo suficiente, é que as interações gravitacionais ejetarão matéria de todos os tipos – estrelas, planetas e até mesmo átomos e partículas individuais – de suas galáxias hospedeiras. Sempre que você tem interações gravitacionais entre muitos objetos de muitas massas diferentes em ambientes densos, os objetos mais massivos e densos tendem a afundar no centro, enquanto os objetos menos massivos e de menor densidade tendem a ser ejetados. Em escalas de tempo de quatrilhões de anos ou mais, esse processo dominará, ejetando quaisquer quantidades remanescentes de gás das galáxias que possam permanecer.

Quando ocorre um grande número de interações gravitacionais entre sistemas estelares, uma estrela pode receber um chute grande o suficiente para ser ejetada de qualquer estrutura da qual faça parte. Observamos estrelas fugitivas na Via Láctea até hoje; uma vez que eles se forem, eles nunca mais voltarão. Estima-se que isso ocorra para o nosso Sol em algum momento entre 10^17 a 10^19 anos a partir de agora, com a última opção mais provável e com muitos objetos de baixa massa, incluindo átomos de hidrogênio, eventualmente sofrendo esse destino também.

Muito tempo no futuro, não haverá mais novos episódios de formação de estrelas para trazer novas fontes de luz à existência. Tudo o que teremos que contar são as fusões ocasionais e aleatórias de anãs marrons – estrelas fracassadas com menos de 0,075 massas solares – cruzando esse limiar de massa crítica para iniciar a fusão nuclear e dar vida a novas estrelas. Esses eventos serão raros, mas devem permitir que um fio de novas estrelas, onde o hidrogênio seja convertido em hélio em seus núcleos, se forme até que o Universo esteja em torno de 10 ^{vinte e um} anos ou mais. Além desse ponto, a ejeção gravitacional deve se tornar eficiente o suficiente para que apenas cadáveres estelares permaneçam dentro de qualquer galáxia remanescente, incluindo a nossa.

Mas mesmo no final de tudo isso, incontáveis ​​anos no futuro, ainda deveríamos ser capazes de desenhar uma esfera imaginária ao redor do que compreende nosso universo visível hoje e contar os átomos dentro dela. Se o fizéssemos, descobriríamos que algo em torno de 85-88% desses átomos ainda eram átomos de hidrogênio por número, só que a maioria deles seria encontrada vagando pelas profundezas do espaço intergaláctico vazio, muito esparso e isolado demais para nunca formar estrelas novamente. O Universo pode algum dia ficar frio, vazio, escuro e sem estrelas, mas não será por falta de hidrogênio!

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