Wie lange reichen die Wasserstoffreserven des Universums?

Das ist eine gute Frage. Daraus ergeben sich zwei zusammenhängende Fragen. Die erste Frage lautet: Wird der Wasserstoff in endlicher Zeit aufgebraucht sein? Die zweite verwandte Frage lautet: Wird die Sternentstehung in endlicher Zeit vollständig aufhören? Sie klingen verwandt, aber das erste Ergebnis impliziert nicht unbedingt das gleiche Ergebnis für das zweite oder umgekehrt. D. h. eine niedrige, aber von Null verschiedene Gasdichte könnte möglicherweise keine weitere Sternentstehung zulassen, und vielleicht könnten wir keinen Wasserstoff haben, aber andere Arten von Gas (oder sogar feste Objekte) könnten sich immer noch zu Objekten mit stellarer Masse ansammeln.

Ich weiß die Antworten nicht genau. Die Rate der Sternentstehung (und des Wasserstoffverbrauchs) könnte langsam genug abnehmen, um formal nie Null zu erreichen. Oder nicht.

Wir wissen, dass eine Menge Gas durch massereiche Sterne, Supernovae und Aktivitäten von Schwarzen Löchern aus Galaxien geblasen wird und zu intergalaktischem Gas wird, das normalerweise innerhalb des Galaxienhaufens verbleibt. Langfristig sollte dies schließlich in die Galaxien des Haufens zurückfallen. Ich würde also denken, dass die Sternentstehungsrate einen sehr langen Schwanz haben würde.

Der überwiegende Teil des Wasserstoffs im Universum befindet sich in heißem Gas in Galaxienhaufen oder in kaltem, extrem diffusem atomarem Wasserstoff im intergalaktischen Medium (Lyman-Alpha-Absorber). Keine der Populationen wird wahrscheinlich jemals Sterne bilden, also denke ich, dass die sichere Antwort "für immer" ist.

Das ist eigentlich ein Kommentar, aber zu lang.

Eine einfachere, aber verwandte Frage lautet: "Wie viel des ursprünglichen Wasserstoffs wurde bisher verbraucht?" oder „Können wir einen Unterschied zwischen dem Anteil an Urwasserstoff (~75% H-1) oder dem Anteil an Urhelium (~25% He-4) und den heutigen Prozentsätzen messen? Kurze Antwort – nein.

Nun, wie wäre es mit einem Gradienten von Helium-4 vom galaktischen Zentrum zu den äußeren Armen. Ich denke, die Antwort ist ja, aber es ist schwer für mich zu sagen. Nun, können wir einen Metallizitätsgradienten sehen (alle Elemente schwerer als He)? Ja wir können. Siehe http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Sept04/Henry/Henry2_1.html , Abb. 1.

Fazit, Sie haben eine experimentelle Frage in der Astronomie gestellt, und ich würde gerne astronomische Beweise in jeder gegebenen Antwort sehen.

Man kann die ursprüngliche Häufigkeit von He unter Verwendung der Planck/WMAP -Parameter abschätzen , die aus dem kosmischen Mikrowellenhintergrund abgeleitet werden, um das Baryon/Photon-Verhältnis und ein Standard-Urknall-Nukleosynthesemodell zu erhalten. Das Ergebnis kann durch Schätzung der He-Häufigkeit in Galaxien mit sehr geringer Metallizität überprüft werden, und es besteht eine vernünftige Übereinstimmung zwischen den beiden (siehe zum Beispiel Warum ist Wasserstoff das häufigste Element im Universum? ).

Als nächstes können Sie abschätzen, wie der He-Massenanteil ist$Y$variiert als Funktion der Zunahme der Metallizität$Z$(Elemente schwerer als He), wenn das unberührte Gas durch Sterne verarbeitet wird. Man kann dies auch mit einer Schätzung für die anfängliche He-Häufigkeit der Sonne und galaktischen chemischen Evolutionsmodellen (siehe Serenelli & Basu 2010 ) kreuzkalibrieren, um darauf zu schließen$\Delta Y/\Delta Z \simeq 2$. Das heißt, für jede (absolute) 1 % Massenzunahme an schweren Elementen leiten wir eine absolute Zunahme des He-Massenanteils von 2 % ab.

Die aktuelle Metallizität des interstellaren Mediums der galaktischen Scheibe ist$Z \sim 0.015$, was darauf hinweist, dass der Massenanteil von He (in unserer Galaxie) von etwa 25 % nach dem Urknall auf jetzt 28 % gestiegen ist. Der Massenanteil von H hat sich also von etwa 75 % nach dem Urknall auf verringert$100-28-1.5 = 70.5$%. Mit anderen Worten, ein relativer Anteil von 6 % des ursprünglichen Wasserstoffs (nach Masse) wurde im Inneren von Sternen verarbeitet, in schwerere Elemente umgewandelt und an das ISM zurückgegeben. Ein weiterer$\sim 20-30$% der Wasserstoffatome in unserer Galaxie sind immer noch in (massearmen) Sternen eingeschlossen.

Das können wir daraus aber nicht schließen$\sim 30$% des Wasserstoffs im Universum ist verbraucht oder in Sternen eingefangen. Es wird geschätzt, dass sich nur 10 % des Wasserstoffs tatsächlich in Sternen befinden. Es wird erwartet, dass die überwiegende Mehrheit in Form von ionisierten Protonen im intergalaktischen oder Intrahaufen-Medium existiert (siehe zB die zweite Folie dieser Präsentation ).

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass etwa 10 % des H in Sterne eingebaut sind, und wenn unsere Galaxie ein typischer Aufenthaltsort für diese Sterne ist, dann wurden nur wenige Prozent des Wasserstoffs tatsächlich zu schwereren Elementen verarbeitet.

Was in der Zukunft passiert, hängt von der (unsicheren) zukünftigen Sternentstehungsrate ab. Dies ist in unserer eigenen Galaxie und im Universum im Allgemeinen bereits stark rückläufig. Wenn sich Gas jedoch weiterhin durch Strahlung abkühlt und in potenzielle Quellen fällt und nicht durch neue Supernovae-Explosionen wieder mit Energie versorgt wird, könnten wir erwarten, dass es schließlich Sterne bildet. Die Abkühlzeit für heißes Intracluster-Gas ist so kurz wie die durchschnittliche H-Atomdichte im Universum$10^{11}$Jahre ( siehe hier ) und es geht auch um die Zeitskala des freien Falls eines großen Galaxienhaufens (noch größere Strukturen werden wahrscheinlich durch die sich beschleunigende kosmische Expansion auseinandergezogen). Nach einigen dieser Zeitskalen ist es wahrscheinlich, dass der meiste Wasserstoff abgekühlt, kollabiert und zu schwereren Elementen recycelt oder in langlebige massearme Sterne eingebaut ist.

Die meisten Sterne, die derzeit geboren werden, haben eine geringe Masse mit einem Median von etwa$0.3M_\odot$. Diese haben Lebensdauern der Ordnung$10^{12}$Jahre, also werden Sterne noch lange existieren, nachdem die Sternentstehungsrate vernachlässigbar geworden ist.