¿Cuánto durarán las reservas de hidrógeno del Universo?

Es una buena pregunta. De ahí surgen dos cuestiones relacionadas. La primera es, ¿se consumirá todo el hidrógeno en un tiempo finito? El segundo relacionado es, ¿se detendrá por completo la formación estelar en un tiempo finito? Suenan relacionados, pero el primer resultado no implica necesariamente el mismo resultado para el segundo, o viceversa. Es decir, una densidad de gas baja pero distinta de cero posiblemente no permita una mayor formación de estrellas, y tal vez no tengamos hidrógeno, pero tengamos otros tipos de gas (o incluso objetos sólidos) que aún se acumulen en objetos de masa estelar.

No estoy seguro de las respuestas. La tasa de formación de estrellas (y el consumo de hidrógeno) podría disminuir lo suficientemente lento como para nunca llegar a cero formalmente. O no.

Sabemos que una gran cantidad de gas es expulsado de las galaxias por la actividad de estrellas masivas, supernovas y agujeros negros, y se convierte en gas intergaláctico, que generalmente permanece dentro del cúmulo de galaxias. En una escala de tiempo larga, esto eventualmente debería volver a caer en las galaxias del cúmulo. Así que creo que la tasa de formación de estrellas tendría una cola muy larga.

La gran mayoría del hidrógeno en el universo está en forma de gas caliente en los cúmulos de galaxias, o hidrógeno atómico frío y extremadamente difuso en el medio intergaláctico (absorvedores Lyman alfa). Es probable que ninguna población forme estrellas alguna vez, por lo que creo que la respuesta segura es "para siempre".

Esto es realmente un comentario, pero es demasiado largo.

Una pregunta más simple, pero relacionada, es "¿Cuánto del hidrógeno primordial se ha usado 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 es difícil para mí saberlo. Bueno, ¿podemos ver un gradiente de metalicidad (todos los elementos más pesados ​​que He)? Si podemos. Consulte http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Sept04/Henry/Henry2_1.html , figura 1.

Conclusión, ha hecho una pregunta experimental en astronomía y me gustaría ver evidencia astronómica en cualquier respuesta dada.

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

A continuación, puede estimar cómo la fracción de masa de He$Y$varía en función del aumento de la metalicidad$Z$(elementos más pesados ​​que He) a medida que el gas prístino se procesa a través de las estrellas. También se puede calibrar de forma cruzada esto con una estimación de la abundancia inicial de He de los modelos de evolución química galáctica y solar (ver Serenelli & Basu 2010 ) para inferir que$\Delta Y/\Delta Z \simeq 2$. Es decir, por cada aumento (absoluto) del 1 % en masa de 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 de alrededor del 25% después del Big Bang al 28% ahora. Por lo tanto, la fracción de masa de H ha disminuido de alrededor del 75% después del Big Bang, a$100-28-1.5 = 70.5$% En otras palabras, una fracción relativa del 6% del hidrógeno inicial (en masa) se ha procesado dentro de las estrellas, se ha convertido en elementos más pesados ​​y se ha devuelto al ISM. otro$\sim 20-30$El % de los átomos de hidrógeno en nuestra galaxia todavía están encerrados dentro de estrellas (de baja masa).

Sin embargo, no podemos concluir de esto que$\sim 30$% del hidrógeno en el universo ha sido consumido o capturado en estrellas. Se estima que solo el 10% del hidrógeno se encuentra realmente en las estrellas. Se espera que la gran mayoría exista en forma de protones ionizados en el medio intergaláctico o intracúmulo (por ejemplo, consulte la segunda diapositiva de esta presentación ).

En conclusión, aproximadamente el 10% del H se incorpora a las estrellas y si nuestra galaxia es un lugar de residencia típico para esas estrellas, entonces solo un pequeño porcentaje del hidrógeno se ha procesado en elementos más pesados.

Lo que suceda en el futuro depende de la (incierta) tasa futura de formación de estrellas. Esto ya está en fuerte declive en nuestra propia galaxia y en el universo en general. Sin embargo, si el gas continúa enfriándose por radiación y cae en pozos potenciales y no es reenergizado por nuevas explosiones de supernovas, entonces podríamos esperar que eventualmente forme estrellas. El tiempo de enfriamiento para el gas intracúmulo caliente tan escaso como la densidad promedio de átomos de H en el universo es de aproximadamente$10^{11}$años ( ver aquí ) y esto también se trata de la escala de tiempo de caída libre de un gran cúmulo de galaxias (incluso las estructuras más grandes probablemente serán 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 a elementos más pesados ​​o incorporado a estrellas de baja masa y larga vida.

La mayoría de las estrellas que nacen actualmente son de baja masa, con una mediana de alrededor$0.3M_\odot$. Estos tienen tiempos de vida de orden$10^{12}$años, por lo que las estrellas estarán presentes durante mucho tiempo después de que la tasa de formación de estrellas se vuelva insignificante.