¿Cuánto durarán las reservas de hidrógeno del Universo?

Question

Hace poco me interesé mucho por aprender sobre física y cosmología, pero todavía sé muy poco. Espero que alguien con más conocimientos pueda arrojar algo de luz a mis preguntas.

Estas son mis presunciones (por favor, corríjanme si me equivoco):

• $t_{0}$ : Big Bang.
• El Universo se expande (y por tanto se enfría) lo suficiente como para permitir la formación de átomos.
• El Universo primitivo está formado mayoritariamente por hidrógeno y no es uniforme en su geometría.
• La gravedad empuja los grumos de materia hasta que su densidad (temperatura) es tan alta que se produce la fusión nuclear. Nacen las primeras estrellas gigantes.
• En estas estrellas se crean algunos elementos pesados y, cuando explotan, se alcanzan temperaturas suficientes para formar elementos más pesados todavía.
• Todas las estrellas y planetas sucesivos son el producto de estas estrellas originales.

Mis preguntas:

• Si la cantidad de hidrógeno es finita en el Universo y cada generación sucesiva de estrellas utiliza la mayor parte de su hidrógeno, ¿cuál es el número máximo teórico de generaciones de estrellas que puede soportar nuestro Universo? Una cifra aproximada en términos de años también está bien ;)

• ¿Existen algunos procesos físicos especiales que ocurren en el Universo a una escala lo suficientemente grande como para descomponer elementos pesados (por ejemplo, el Helio) en elementos más ligeros (por ejemplo, el Hidrógeno)? Algo así como una operación de reciclaje cósmico.

• Si descartamos la posibilidad de un Big Crunch, ¿se dirige el Universo a una época en la que no habrá más estrellas y sólo un montón de agujeros negros, planetas y otros desechos?

Answer 1

Tis, una buena pregunta. De ella surgen dos preguntas relacionadas. La primera es, ¿se agotará todo el hidrógeno en un tiempo finito? La segunda es si la formación de estrellas se detendrá por completo en un tiempo finito. Parecen relacionadas, pero el primer resultado no implica necesariamente el mismo resultado para el segundo, o viceversa. Es decir, una densidad de gas baja pero no nula podría no permitir la formación de más estrellas, y tal vez podríamos no tener hidrógeno, pero tener otros tipos de gas (o incluso objetos sólidos) que todavía se acumulan en objetos de masa estelar.

No sé con seguridad las respuestas. El ritmo de formación de estrellas (y de consumo de hidrógeno) podría disminuir lo suficientemente lento como para no llegar nunca formalmente a cero. O no.

Sabemos que una gran cantidad de gas sale de las galaxias a causa de las estrellas masivas, las supernovas y la actividad de los agujeros negros, y se convierte en gas intergaláctico, permaneciendo normalmente dentro del cúmulo de galaxias. A largo plazo, este gas debería volver a caer en las galaxias del cúmulo. Así que creo que la tasa de formación estelar tendrá una cola muy larga.

Answer 2

La gran mayoría del hidrógeno del universo se encuentra en el gas caliente de los cúmulos de galaxias, o en el hidrógeno atómico frío y extremadamente difuso del medio intergaláctico (absorbentes Lyman alfa). No es probable que ninguna de estas poblaciones forme nunca estrellas, así que creo que la respuesta segura es "para siempre".

Answer 3

Esto es realmente un comentario pero es demasiado largo.

Una pregunta más sencilla, pero relacionada, es "¿Cuánto hidrógeno primordial se ha consumido hasta ahora?" o "¿Podemos medir una diferencia entre el porcentaje de hidrógeno primordial (~75% H-1) o el porcentaje de helio primordial (~25% He-4) y los porcentajes actuales? Respuesta corta: no.

Bueno, qué tal un gradiente de helio-4 desde el centro galáctico hasta los brazos exteriores. Creo que la respuesta es sí, pero me resulta difícil saberlo. Bueno, ¿podemos ver un gradiente de metalicidad (todos los elementos más pesados que el He)? Sí, podemos. Ver http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Sept04/Henry/Henry2_1.html , figura 1.

Conclusión, has hecho una pregunta experimental en astronomía, y me gustaría ver pruebas astronómicas en cualquier respuesta que se dé.

Answer 4

Se puede estimar la abundancia primordial de He utilizando los parámetros de Planck/WMAP para obtener la relación barión/fotón y un modelo estándar de nucleosíntesis del big-bang. El resultado se puede comprobar estimando la abundancia de He en galaxias de muy baja metalicidad y hay una concordancia razonable entre ambos (véase, por ejemplo ¿Por qué el hidrógeno es el elemento más abundante del Universo? ).

A continuación se puede estimar cómo la fracción de masa de He $Y$ varía en función del aumento de la metalicidad $Z$ (elementos más pesados que el He) a medida que el gas prístino se procesa a través de las estrellas. También se puede realizar una calibración cruzada con una estimación de la abundancia inicial de He en el Sol y en los modelos de evolución química galáctica (véase Serenelli y Basu 2010 ) para inferir que $\Delta Y/\Delta Z \simeq 2$ . Es decir, por cada aumento (absoluto) del 1% en masa de los elementos pesados, deducimos un aumento absoluto del 2% en la fracción de masa de He.

La metalicidad actual del medio interestelar del disco galáctico es $Z \sim 0.015$ , lo que indica que la fracción de masa de He (en nuestra galaxia) ha aumentado desde aproximadamente el 25% después del big bang, hasta el 28% actual. Por lo tanto, la fracción de masa del H ha disminuido desde aproximadamente el 75% después del big bang, hasta el $100-28-1.5 = 70.5$ %. En otras palabras, una fracción relativa del 6% del hidrógeno inicial se ha procesado en el interior de las estrellas y se ha convertido en elementos más pesados y se ha devuelto al ISM. Otra $\sim 20-30$ % de los átomos de hidrógeno de nuestra galaxia siguen encerrados dentro de (de baja masa).

Sin embargo, no podemos concluir de ello que $\sim 40$ % del hidrógeno ha sido utilizado o capturado en las estrellas. Se estima que sólo el 10% del hidrógeno está realmente en las estrellas. La gran mayoría se espera que exista en forma de protones ionizados en el medio intergaláctico o intraclúster (por ejemplo, véase la segunda diapositiva de esta presentación ).

En conclusión, alrededor del 10% del H se incorpora a las estrellas y si nuestra Galaxia es un lugar de residencia típico para esas estrellas, entonces sólo un 4% del hidrógeno se ha transformado realmente en elementos más pesados.

Lo que ocurra en el futuro depende de la (incierta) tasa de formación estelar futura. Ésta ya está en franco declive en nuestra propia galaxia y en el universo en general. Sin embargo, si el gas sigue enfriándose radiativamente y cayendo en pozos de potencial y no se reenergiza con nuevas explosiones de supernovas, cabe esperar que acabe formando estrellas. El tiempo de enfriamiento para un gas caliente intraclúster tan disperso como la densidad media de átomos de H en el universo es de aproximadamente $10^{11}$ años ( ver aquí ) y también se trata de la escala de tiempo de caída libre de un gran cúmulo de galaxias (es probable que estructuras aún más grandes sean separadas por la aceleración de la expansión cósmica). Después de algunas de estas escalas de tiempo, es probable que la mayor parte del hidrógeno se haya enfriado, colapsado y reciclado en elementos más pesados o incorporado en estrellas de baja masa de larga vida.