На сколько хватит запасов водорода во Вселенной?

Тис, хороший вопрос. Из этого вытекают два взаимосвязанных вопроса. Во-первых, будет ли весь водород израсходован за конечное время? Второй связанный с этим вопрос: полностью ли остановится звездообразование за конечное время? Они кажутся связанными, но первый результат не обязательно означает тот же результат для второго или наоборот. Т.е. низкая, но ненулевая плотность газа может не позволить дальнейшему звездообразованию, и, возможно, у нас не будет водорода, но другие типы газа (или даже твердые объекты) все еще будут собираться в объекты звездной массы.

Я точно не знаю ответов. Скорость звездообразования (и потребления водорода) может снижаться достаточно медленно, чтобы формально никогда не достичь нуля. Или нет.

Мы знаем, что большое количество газа выбрасывается из галактик массивными звездами, сверхновыми и активностью черных дыр и становится межгалактическим газом, обычно оставаясь внутри галактического скопления. В долгосрочной перспективе это должно в конечном итоге вернуться в галактики скопления. Так что я думаю, что скорость звездообразования будет иметь очень длинный хвост.

Подавляющее большинство водорода во Вселенной находится в горячем газе в скоплениях галактик или в холодном, чрезвычайно рассеянном атомарном водороде в межгалактической среде (альфа-поглотители Лаймана). Ни одна из популяций вряд ли когда-либо образует звезды, поэтому я думаю, что безопасный ответ — «навсегда».

Это действительно комментарий, но он слишком длинный.

Более простой, но связанный с этим вопрос: «Сколько первичного водорода уже израсходовано?» или «Можем ли мы измерить разницу между процентным содержанием первичного водорода (~75% H-1) или процентным содержанием первичного гелия (~25% He-4) и сегодняшними процентами. Краткий ответ — нет.

Ну, как насчет градиента гелия-4 от галактического центра к внешним рукавам. Думаю, что да, но мне трудно сказать. Хорошо, мы можем увидеть градиент металличности (все элементы тяжелее He)? Да мы можем. См. http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Sept04/Henry/Henry2_1.html , рис. 1.

Заключение, вы задали экспериментальный вопрос по астрономии, и я хотел бы видеть астрономические доказательства в любом данном ответе.

Можно оценить изначальную распространенность He, используя параметры Planck/WMAP , полученные из космического микроволнового фона, чтобы получить соотношение барион/фотон и стандартную модель нуклеосинтеза Большого взрыва. Результат можно проверить, оценив содержание гелия в галактиках с очень низкой металличностью, и между ними имеется разумное соответствие (см., например , Почему водород является самым распространенным элементом во Вселенной? ).

Далее вы можете оценить, как массовая доля He$Y$изменяется в зависимости от увеличения металличности$Z$(элементы тяжелее He), поскольку первичный газ обрабатывается звездами. Можно также перекрестно откалибровать это с оценкой начального содержания He в моделях химической эволюции Солнца и Галактики (см. Serenelli & Basu 2010 ), чтобы сделать вывод, что$\Delta Y/\Delta Z \simeq 2$. То есть для каждого (абсолютного) увеличения массы тяжелых элементов на 1% мы делаем вывод об абсолютном увеличении массовой доли гелия на 2%.

Текущая металличность межзвездной среды Галактического диска составляет$Z \sim 0.015$, что указывает на то, что массовая доля He (в нашей Галактике) увеличилась примерно с 25% после Большого взрыва до 28% сейчас. Таким образом, массовая доля H уменьшилась примерно с 75% после Большого взрыва до$100-28-1.5 = 70.5$%. Другими словами, относительная доля 6% исходного водорода (по массе) была переработана внутри звезд, превращена в более тяжелые элементы и возвращена в межзвездное пространство. Дальше$\sim 20-30$% атомов водорода в нашей Галактике все еще заперты внутри (маломассивных) звезд.

Однако мы не можем сделать из этого вывод, что$\sim 30$% водорода во Вселенной был израсходован или захвачен звездами. Подсчитано, что только 10% водорода находится в звездах. Ожидается, что подавляющее большинство из них будет существовать в виде ионизированных протонов в межгалактической или внутрикластерной среде (например, см. второй слайд этой презентации ).

В заключение можно сказать, что около 10 % водорода входит в состав звезд, и если наша Галактика является типичным местом обитания этих звезд, то лишь несколько процентов водорода фактически переработано в более тяжелые элементы.

Что произойдет в будущем, зависит от (неопределенной) будущей скорости звездообразования. В нашей собственной Галактике и во Вселенной в целом она уже находится в резком упадке. Однако если газ продолжает радиационно охлаждаться и падать в потенциальные ямы, а не заряжаться новыми взрывами сверхновых, то можно ожидать, что он в конечном итоге сформирует звезды. Время остывания горячего внутрикластерного газа, столь же редкого, как средняя плотность атомов водорода во Вселенной, составляет около$10^{11}$лет ( см. здесь ), и это также относится к шкале времени свободного падения большого скопления галактик (даже более крупные структуры, вероятно, будут разорваны ускоряющимся космическим расширением). После нескольких из этих временных масштабов вполне вероятно, что большая часть водорода остынет, разрушится и будет переработана в более тяжелые элементы или включена в долгоживущие маломассивные звезды.

Большинство звезд, которые рождаются в настоящее время, маломассивны, со средней массой около$0.3M_\odot$. У них есть время жизни порядка$10^{12}$лет, поэтому звезды будут существовать еще долгое время после того, как скорость звездообразования станет незначительной.