ดาราศาสตร์

ดาวจะก่อตัวขึ้นในจักรวาลหรือไม่ถ้าอะตอมไฮโดรเจนไม่สามารถสร้างไฮโดรเจนระดับโมเลกุลได้?

ดาวจะก่อตัวขึ้นในจักรวาลหรือไม่ถ้าอะตอมไฮโดรเจนไม่สามารถสร้างไฮโดรเจนระดับโมเลกุลได้?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ฉันเพิ่งเห็นวิดีโอ YouTube นี้ที่สร้างโดย PBS Studios ที่นั่นพวกเขาอธิบายว่า $H_2$ สามารถลดพลังงานจลนศาสตร์ของปกติ $H$ อะตอมเมื่อมันก่อตัวขึ้นเนื่องจากพลังงานสามารถถูกเก็บไว้ในโหมดการสั่นสะเทือนและการหมุนหลังจากการชนแต่ละครั้ง พวกเขาระบุว่าก๊าซร้อนมากจนเป็นอะตอมปกติ $H$ สร้างแรงกดดันมากพอที่จะขัดขวางการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงและนั่นก็เพราะ $H_2$เป็นไปได้ที่จะลดความดันและดาวที่ก่อตัวขึ้น

คำถามของฉันคือถ้า $H_2$ เป็นไปไม่ได้ที่จะก่อตัว (ด้วยเหตุผลบางอย่าง) ในที่สุดการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงจะไม่เกิดขึ้นเมื่อเอกภพขยายตัวและก๊าซเย็นลงหรือไม่? หรือการขยายตัวเองก็เพียงพอแล้วที่จะป้องกันสิ่งนี้โดยการลดความหนาแน่นของก๊าซก่อนที่จะเกิดดาวฤกษ์ใดๆ

จักรวาลจะปราศจาก $H_2$ ได้ก่อตัวดาวฤกษ์ใด ๆ ในวิวัฒนาการทั้งหมดหรือไม่?


บทบาทของ H$_2$ คือการปล่อยให้ก๊าซดึกดำบรรพ์เย็นลงอย่างเพียงพอเพื่อให้การยุบตัวเริ่มต้นขึ้น จากนั้นจึงทำให้ก๊าซมีอุณหภูมิค่อนข้างต่ำเมื่อมีความหนาแน่นมากขึ้น การก่อตัวของ H$_2$ คือ จำเป็น เพราะไฮโดรเจนอะตอมไม่มีทางที่จะเย็นตัวลงได้ต่ำกว่าอุณหภูมิที่สามารถกระตุ้น $n=2$ ระดับแล้วปล่อยไลมันอัลฟาโฟตอน ซึ่งหมายความว่าไม่มีH$_2$ แก๊สจะเย็นลงอย่างมีประสิทธิภาพไม่ได้เมื่ออยู่ต่ำกว่าประมาณ $10^4$ K และมันจะไม่ไปถึงความหนาแน่นที่จำเป็นในการสร้างดาว

การก่อตัวของ H . อย่างต่อเนื่อง$_2$ ในปฐมกาล เฟสแก๊ส ปฏิกิริยา (ไม่ต้องใช้ฝุ่น) ทำให้เมฆที่ยุบตัวลงมาทำให้เย็นลงถึงรอบๆ $sim 200$ เค

ไม่มีโมเลกุลH$_2$ คุณติดอยู่กับขนาดใหญ่ ($sim 10^4 -10^6M_{odot}$) "โปรโตกาแล็กซี่" ที่รองรับแรงกดซึ่งจะไม่ยุบอีกต่อไป สิ่งเหล่านี้เกิดขึ้นที่ redshifts ประมาณ 20-40 จากการรบกวนของความหนาแน่นดั้งเดิมที่เพิ่มขึ้นและมีอุณหภูมิเริ่มต้นสองสามพัน K การก่อตัวของ H อย่างต่อเนื่อง$_2$ ในปฐมกาล เฟสแก๊ส ปฏิกิริยา (ไม่ต้องใช้ฝุ่น) ทำให้เมฆที่ยุบตัวลงมาทำให้เย็นลงถึงรอบๆ $sim 200$ เค

ความสำคัญของ H$_2$ การระบายความร้อนถูกสรุปไว้ในบทวิจารณ์โดย Glover 2005 และย้ำอีกครั้งโดย Klessen 2018 คำพูดบอกเล่ามาจากบทวิจารณ์โดย Bromm 2013 ผู้ซึ่งกล่าวว่า

หากก๊าซไม่สามารถเย็นตัวได้ ก็จะไม่มีการยุบตัวอีก ดังนั้นจึงไม่มีการกระจายตัวของก๊าซและการก่อตัวของดาว ก๊าซจะยังคงอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต โดยจะติดตามโปรไฟล์ความหนาแน่นของสสารมืดคร่าวๆ ในช่วงแรกๆ พบว่าการระบายความร้อนในก๊าซยุคแรกเริ่มที่อุณหภูมิต่ำต้องอาศัยโมเลกุลไฮโดรเจน (H2) แทน (Saslaw และ Zipoy 1967)

ในทางกลับกัน ในก๊าซที่อุดมด้วยธาตุที่หนักกว่า H$_2$ การระบายความร้อนนั้นไม่สำคัญเลยเพราะมีเส้นทางที่มีประสิทธิภาพมากกว่าสำหรับเมฆที่กำลังยุบตัวเพื่อแผ่พลังงานออกไป (เช่น Glover & Clark 2012)


ดาวจะก่อตัวขึ้นในจักรวาลหรือไม่ถ้าอะตอมไฮโดรเจนไม่สามารถสร้างไฮโดรเจนระดับโมเลกุลได้? - ดาราศาสตร์

จากคำภาษากรีก พลังน้ำ (น้ำ) และ ยีน (ขึ้นรูป). Henry Cavendish ได้รับการยอมรับว่าเป็นสารที่แตกต่างกันในปี พ.ศ. 2319 แผนภาพของอะตอมไฮโดรเจนอย่างง่าย

ไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบที่อุดมสมบูรณ์ที่สุดในจักรวาล แต่เดิมองค์ประกอบที่หนักกว่านั้นถูกสร้างขึ้นจากอะตอมของไฮโดรเจนหรือจากองค์ประกอบอื่นๆ ที่แต่เดิมสร้างจากอะตอมของไฮโดรเจน

แหล่งที่มา

คาดว่าไฮโดรเจนจะมีมากกว่า 90% ของอะตอมทั้งหมด - สามในสี่ของมวลจักรวาล! ธาตุนี้พบได้ในดวงดาว และมีส่วนสำคัญในการขับเคลื่อนจักรวาลผ่านปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอนและวัฏจักรคาร์บอน-ไนโตรเจน กระบวนการหลอมไฮโดรเจนของดาวฤกษ์จะปล่อยพลังงานจำนวนมหาศาลโดยการรวมไฮโดรเจนเพื่อสร้างฮีเลียม

การผลิตไฮโดรเจนในสหรัฐอเมริกาเพียงอย่างเดียวมีจำนวนประมาณ 3 พันล้านลูกบาศก์ฟุตต่อปี ไฮโดรเจนถูกเตรียมโดย

  • อบไอน้ำคาร์บอนร้อน,
  • การสลายตัวของไฮโดรคาร์บอนบางชนิดด้วยความร้อน
  • ปฏิกิริยาของโซเดียมหรือโพแทสเซียมไฮดรอกไซด์ต่ออะลูมิเนียม
  • อิเล็กโทรไลซิสของน้ำหรือ
  • การแทนที่จากกรดด้วยโลหะบางชนิด

ไฮโดรเจนเหลวมีความสำคัญในไครโอเจนิกส์และในการศึกษาความเป็นตัวนำยิ่งยวด เนื่องจากจุดหลอมเหลวของมันสูงกว่าศูนย์สัมบูรณ์เพียง 20 องศา

ทริเทียมผลิตขึ้นในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์และใช้ในการผลิตระเบิดไฮโดรเจน

ไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบหลักของดาวพฤหัสบดีและดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์ดวงอื่นๆ ที่ระดับความลึกภายในดาวเคราะห์ดวงหนึ่ง ความดันมีมากจนไฮโดรเจนโมเลกุลที่เป็นของแข็งถูกแปลงเป็นไฮโดรเจนที่เป็นโลหะที่เป็นของแข็ง

ในปี 1973 กลุ่มนักทดลองชาวรัสเซียอาจผลิตไฮโดรเจนโลหะที่ความดัน 2.8 Mbar เมื่อเปลี่ยนผ่าน ความหนาแน่นเปลี่ยนจาก 1.08 เป็น 1.3 g/cm 3 ก่อนหน้านี้ในปี 1972 ที่เมืองลิเวอร์มอร์ รัฐแคลิฟอร์เนีย กลุ่มหนึ่งยังได้รายงานเกี่ยวกับการทดลองที่คล้ายคลึงกันซึ่งพวกเขาสังเกตเห็นจุดปริมาตรความดันที่มีศูนย์กลางที่ 2 Mbar การคาดการณ์กล่าวว่าไฮโดรเจนของโลหะสามารถแพร่กระจายได้ คนอื่นคาดการณ์ว่ามันจะเป็นตัวนำยิ่งยวดที่อุณหภูมิห้อง

สารประกอบ

แม้ว่าไฮโดรเจนบริสุทธิ์จะเป็นก๊าซ แต่เราพบมันน้อยมากในชั้นบรรยากาศของเรา ก๊าซไฮโดรเจนนั้นเบามากจนเมื่อแยกรวมกันแล้ว ไฮโดรเจนจะได้รับความเร็วเพียงพอจากการชนกับก๊าซอื่นๆ ที่พวกมันจะถูกขับออกจากชั้นบรรยากาศอย่างรวดเร็ว บนโลก ไฮโดรเจนส่วนใหญ่เกิดขึ้นพร้อมกับออกซิเจนในน้ำ แต่ก็มีอยู่ในอินทรียวัตถุ เช่น พืชที่มีชีวิต ปิโตรเลียม ถ่านหิน เป็นต้น มีอยู่ในบรรยากาศเป็นองค์ประกอบอิสระเพียงไม่ถึง 1 ppm โดย ปริมาณ ก๊าซที่เบาที่สุดในบรรดาก๊าซทั้งหมด ไฮโดรเจนจะรวมตัวกับธาตุอื่นๆ ซึ่งบางครั้งอาจระเบิดได้เพื่อสร้างสารประกอบ

จำเป็นต้องใช้ไฮโดรเจนในปริมาณมากในเชิงพาณิชย์สำหรับการตรึงไนโตรเจนโดยใช้กระบวนการฮาเบอร์แอมโมเนีย และสำหรับการเติมไฮโดรเจนของไขมันและน้ำมัน นอกจากนี้ยังใช้ในปริมาณมากในการผลิตเมทานอล ในไฮโดรดีอัลคิเลชัน การไฮโดรแคร็กกิ้ง และไฮโดรเดซัลเฟอร์ไรเซชัน การใช้งานอื่นๆ ได้แก่ เชื้อเพลิงจรวด การเชื่อม การผลิตกรดไฮโดรคลอริก การลดแร่โลหะ และการบรรจุบอลลูน

กำลังยกของก๊าซไฮโดรเจน 1 ลูกบาศก์ฟุตมีค่าประมาณ 0.07 ปอนด์ที่ °C ความดัน 760 มม.

เซลล์เชื้อเพลิงไฮโดรเจนเป็นเทคโนโลยีที่กำลังพัฒนาที่จะให้พลังงานไฟฟ้าในปริมาณมากโดยใช้แหล่งก๊าซไฮโดรเจน

มีการคำนึงถึงเศรษฐกิจทั้งหมดโดยอิงจากไฮโดรเจนที่สร้างจากพลังงานแสงอาทิตย์และนิวเคลียร์ การยอมรับจากสาธารณชน การลงทุนที่สูง และต้นทุนไฮโดรเจนที่สูงเมื่อเทียบกับเชื้อเพลิงในปัจจุบัน เป็นเพียงปัญหาเล็กๆ น้อยๆ ที่เศรษฐกิจเผชิญอยู่เช่นนี้ ตั้งอยู่ในพื้นที่ห่างไกล โรงไฟฟ้าจะอิเล็กโทรไลต์น้ำทะเลที่ไฮโดรเจนที่ผลิตได้จะเดินทางไปยังเมืองที่ห่างไกลด้วยท่อส่งก๊าซ ไฮโดรเจนที่ปราศจากมลภาวะสามารถแทนที่ก๊าซธรรมชาติ น้ำมันเบนซิน ฯลฯ และสามารถทำหน้าที่เป็นตัวรีดิวซ์ในด้านโลหะวิทยา กระบวนการทางเคมี การกลั่น ฯลฯ นอกจากนี้ยังสามารถนำมาใช้ในการเปลี่ยนขยะให้เป็นมีเทนและเอทิลีน

แบบฟอร์ม

นอกเหนือจากไอโซโทปแล้ว มันแสดงให้เห็นว่าภายใต้สภาวะปกติ ก๊าซไฮโดรเจนเป็นส่วนผสมของโมเลกุลสองชนิดที่เรียกว่าออร์โธ- และพารา-ไฮโดรเจน ซึ่งแตกต่างจากกันโดยการหมุนของอิเล็กตรอนและนิวเคลียส

ไฮโดรเจนปกติที่อุณหภูมิห้องประกอบด้วย 25% ของรูปแบบพาราและ 75% ของรูปแบบออร์โธ ไม่สามารถเตรียมแบบฟอร์มออร์โธในสภาวะบริสุทธิ์ได้ เนื่องจากทั้งสองรูปแบบมีพลังงานต่างกัน คุณสมบัติทางกายภาพก็ต่างกันด้วย จุดหลอมเหลวและจุดเดือดของพาราไฮโดรเจนต่ำกว่าไฮโดรเจนปกติประมาณ 0.1°C

ไอโซโทป

ไอโซโทปธรรมดาของไฮโดรเจน H เรียกว่า Protium อีกสองไอโซโทปคือดิวเทอเรียม (โปรตอนและนิวตรอน) และ Tritium (โปรตรอนและสองนิวตรอน) ไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบเดียวที่ไอโซโทปได้รับชื่อต่างกัน ดิวเทอเรียมและทริเทียมถูกใช้เป็นเชื้อเพลิงในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ฟิวชัน อะตอมของดิวเทอเรียมหนึ่งอะตอมพบได้ในไฮโดรเจนทั่วไปประมาณ 6,000 อะตอม

ดิวเทอเรียมถูกใช้เป็นตัวหน่วงเพื่อทำให้นิวตรอนช้าลง อะตอมของไอโซโทปยังมีอยู่แต่ในสัดส่วนที่น้อยกว่ามาก ทริเทียมผลิตขึ้นในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์อย่างง่ายดายและใช้ในการผลิตระเบิดไฮโดรเจน (ฟิวชั่น) นอกจากนี้ยังใช้เป็นสารกัมมันตภาพรังสีในการทำสีเรืองแสงและเป็นตัวติดตาม


ก่อนมีดวงดาว

จักรวาลเป็นเรื่องราวการควบรวมกิจการที่ยิ่งใหญ่ที่สุดที่มี เต็มไปด้วยต้นกำเนิดลึกลับ พลังแห่งแสงและความมืด และเคมีที่ซับซ้อนพอที่จะทำให้กลุ่มเคมี BASF บลัชออน การเดินทางจากช่วงเวลาแรกหลังบิ๊กแบงสู่การก่อตัวของดาวดวงแรกเป็นเรื่องราวการมารวมกันเป็นช่วงยาว ลำดับความสำคัญมากมาย เพื่อรวบรวมเรื่องราวนี้ นักวิทยาศาสตร์ได้หันไปหาท้องฟ้า แต่ยังรวมไปถึงห้องทดลองเพื่อจำลองสภาพแวดล้อมที่รุนแรงที่สุดบางส่วนในประวัติศาสตร์จักรวาลของเรา เรื่องราวที่เกิดขึ้นเต็มไปด้วยความประหลาดใจ ไม่น้อยไปกว่านั้นคือมันใกล้แค่ไหน ไม่ได้ เกิดขึ้น—และจะเกิดขึ้นไม่ได้ หากไม่มีฮีโร่ที่ไม่น่าจะเป็นไปได้ สิ่งสำคัญที่สุดสองประการ อย่างน้อยเมื่อพูดถึงการก่อตัวของดาว ซึ่งทำให้เกิดองค์ประกอบที่หนักกว่าซึ่งจำเป็นต่อการดำรงชีวิต เป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจเล็กน้อย: สสารมืดและไฮโดรเจนระดับโมเลกุล รายละเอียดกัน นี่คือเรื่องราวของพวกเขา

บิ๊กแบงสร้างเรื่องผ่านกระบวนการที่เรายังไม่เข้าใจอย่างถ่องแท้ ส่วนใหญ่ - ประมาณ 84 เปอร์เซ็นต์โดยมวล - เป็นรูปแบบของสสารที่ไม่มีปฏิกิริยากับหรือปล่อยแสง เรียกว่าสสารมืดดูเหมือนว่าจะมีปฏิสัมพันธ์กับแรงโน้มถ่วงเท่านั้น ส่วนที่เหลืออีก 16 เปอร์เซ็นต์เรียกว่าแบริออนหรือเรื่องธรรมดาประกอบขึ้นเป็นจักรวาลในชีวิตประจำวันที่เราเรียกว่าบ้าน สสารสามัญมีปฏิสัมพันธ์ไม่เพียงแค่แรงโน้มถ่วงเท่านั้น แต่ยังรวมถึงแม่เหล็กไฟฟ้าด้วย โดยการปล่อยและดูดซับโฟตอน (บางครั้งเรียกว่าการแผ่รังสีโดย cognoscenti และรู้จักกันในชื่อแสงในภาษาพื้นถิ่น)

เมื่อเอกภพขยายตัวและเย็นตัวลง พลังงานบางส่วนจากบิกแบงแปลงเป็นสสารธรรมดา ได้แก่ อิเล็กตรอน นิวตรอน และโปรตอน (พลังงานหลังนี้เทียบเท่ากับอะตอมของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออน) ทุกวันนี้ โปรตอนและนิวตรอนพักอยู่ด้วยกันอย่างสบายในนิวเคลียสของอะตอม แต่ในไม่กี่วินาทีหลังจากบิกแบง โปรตอนและนิวตรอนใดๆ ที่หลอมรวมกันเป็นนิวเคลียสของอะตอมที่หนักกว่า จะถูกเป่าออกจากกันอย่างรวดเร็วด้วยโฟตอนพลังงานสูงที่เรียกว่ารังสีแกมมา สนามรังสีความร้อนที่เหลือของบิ๊กแบงมีมากมาย มันร้อนเกินไปที่จะปรุงอาหาร แต่สิ่งต่างๆ ดีขึ้นในไม่กี่วินาทีต่อมา เมื่ออุณหภูมิการแผ่รังสีลดลงถึงประมาณล้านล้านองศาเคลวิน—ยังค่อนข้างร้อนกว่าอุณหภูมิห้อง 300 เคลวินที่เราคุ้นเคยอยู่บ้าง แต่เป็นโลกแห่งความแตกต่างสำหรับสสารในเอกภพยุคแรกๆ

ความเข้มของความร้อนที่เหลือจากบิ๊กแบงทำให้เอกภพยุคแรกราบรื่นเกินกว่าที่เมฆก๊าซจะก่อตัว

นิวเคลียสที่หนักกว่าสามารถอยู่รอดได้จากการทิ้งระเบิดของรังสีแกมมา การสังเคราะห์นิวเคลียสในขั้นต้นเริ่มต้นขึ้น ทำให้แรงนิวเคลียร์สามารถจับโปรตอนและนิวตรอนเข้าด้วยกัน จนกระทั่งการขยายตัวของเอกภพทำให้มันเย็นเกินไปที่ปฏิกิริยาฟิวชันเหล่านี้จะดำเนินต่อไป ใน 20 นาทีนี้ จักรวาลเต็มไปด้วยอะตอม องค์ประกอบของธาตุที่เป็นผลลัพธ์ของจักรวาลชั่งน้ำหนักไฮโดรเจนประมาณ 76 เปอร์เซ็นต์ ฮีเลียม 24 เปอร์เซ็นต์ และปริมาณลิเธียมในปริมาณเล็กน้อย ซึ่งทั้งหมดนี้แตกตัวเป็นไอออน เนื่องจากมันร้อนเกินไปสำหรับอิเล็กตรอนที่จะโคจรรอบนิวเคลียสเหล่านี้อย่างเสถียร และนั่นคือมัน จนกระทั่งดาวดวงแรกก่อตัวขึ้นและเริ่มสร้างองค์ประกอบอื่นๆ ทั้งหมดในตารางธาตุ

ก่อนที่ดาวเหล่านี้จะก่อตัวขึ้น อะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมที่ก่อตัวขึ้นใหม่จำเป็นต้องรวมตัวกันเพื่อสร้างเมฆที่หนาแน่น เมฆเหล่านี้จะเกิดขึ้นเมื่อบริเวณที่หนาแน่นกว่าเล็กน้อยของจักรวาลดึงดูดสสารจากสิ่งรอบตัวด้วยแรงโน้มถ่วง คำถามคือ เอกภพยุคแรกเป็นกระจุกพอที่สิ่งนี้จะเกิดขึ้นหรือไม่?

เพื่อตอบคำถาม เราสามารถมองดูท้องฟ้ายามค่ำคืนในยุคใหม่ได้ ในนั้นเราจะเห็นการแผ่รังสีไมโครเวฟจางๆ ที่มีลวดลายจางๆ อยู่ภายในนั้น โครงสร้างพื้นหลังไมโครเวฟที่เรียกว่าจักรวาลนี้มีอายุย้อนหลังไปถึง 377,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง เป็นเพียงเศษเสี้ยวของอายุจักรวาลในปัจจุบันที่ 13.8 พันล้านปี และใกล้เคียงกับอายุขัยเฉลี่ย 81 ปีสำหรับผู้หญิงที่มีชีวิตอยู่ในปัจจุบันนี้น้อยกว่าหนึ่งวัน ในสหรัฐอเมริกา.

จักรวาลคือปลายเปิด?

หนึ่งในคำพูดที่ฉันชอบที่สุดแม้ว่าจะมีการถอดความอย่างหนักจากอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ก็คือการที่เขายืนยันว่าสิ่งที่เข้าใจยากที่สุดในจักรวาลก็คือมันเข้าใจได้ (สิ่งที่เขาพูดจริงๆ ในงานปี 1936 เรื่อง "ฟิสิกส์และความเป็นจริง" มีมากกว่านั้น อ่านเพิ่มเติม

ในขณะนั้น เอกภพเพิ่งเย็นตัวลงเหลือประมาณ 3,000 เคลวิน อิเล็กตรอนอิสระเริ่มถูกจับเข้าสู่วงโคจรรอบโปรตอน ก่อตัวเป็นอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลาง โฟตอนจากวาบของบิกแบง ซึ่งความคืบหน้าถูกขัดขวางโดยการกระจายของอิเล็กตรอนที่ไม่ถูกผูกมัด ในที่สุดก็สามารถไหลผ่านจักรวาลได้ในที่สุด โฟตอนเหล่านี้ยังคงแผ่ซ่านไปทั่วจักรวาลในทุกวันนี้ ที่อุณหภูมิเยือกเย็นเพียง 2.7 เคลวิน และประกอบขึ้นเป็นพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลที่เราได้วัดโดยใช้อาร์เรย์ของกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่เกิดในบอลลูนและดาวเทียม

แผนที่ท้องฟ้าเหล่านี้ชี้ให้เห็นถึงบางสิ่งที่น่าประหลาดใจ: ความเข้มของความร้อนที่เหลือจากบิ๊กแบงทำให้เอกภพยุคแรกราบรื่นเกินกว่าที่เมฆก๊าซจะก่อตัวขึ้น

เข้าสู่สสารมืด เนื่องจากไม่มีปฏิกิริยาโดยตรงกับแสง จึงไม่ได้รับผลกระทบจากการแผ่รังสีแบบเดียวกันที่ทำให้สสารธรรมดาเรียบขึ้น ดังนั้นจึงเหลือความซุ่มซ่ามค่อนข้างสูง แทนที่จะเป็นเรื่องปกติ มันเริ่มต้นการก่อตัวของดาวและกาแลคซีที่ประกอบขึ้นเป็นโครงสร้างสมัยใหม่ของจักรวาล พื้นที่ของอวกาศที่มีความหนาแน่นสูงกว่าค่าเฉลี่ยของสสารมืดดึงดูดสสารจากบริเวณที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า รัศมีของสสารมืดก่อตัวขึ้นและรวมเข้ากับรัศมีอื่นๆ นำสสารธรรมดาไปพร้อม ๆ กัน

เมื่อเอกภพเป็นกลาง ก๊าซก็เริ่มก่อตัวเป็นเมฆ เมื่อสสารธรรมดาเร่งความเร็วเข้าไปในหลุมโน้มถ่วงของสสารมืด พลังงานศักย์โน้มถ่วงจะเปลี่ยนเป็นพลังงานจลน์ ทำให้เกิดก๊าซร้อนของอนุภาคที่เคลื่อนที่เร็วด้วยพลังงานจลน์สูงที่ฝังอยู่ภายในรัศมีของสสารมืด เริ่มต้นจากอุณหภูมิประมาณ 1,000 เคลวิน ในที่สุดเมฆก๊าซเหล่านี้ก็ให้กำเนิดดาวดวงแรกเมื่อเอกภพมีอายุประมาณครึ่งพันล้านปี (ประมาณสี่ปีจนถึงอายุขัยของผู้หญิงอเมริกันทั่วไป)

เพื่อให้ดาวก่อตัวขึ้น เมฆก๊าซจำเป็นต้องมีความหนาแน่นระดับหนึ่ง แต่ถ้าโมเลกุลที่เป็นส่วนประกอบร้อนเกินไป เคลื่อนตัวไปรอบ ๆ ทุกทิศทาง ความหนาแน่นนี้อาจไม่สามารถเข้าถึงได้ ขั้นตอนแรกในการสร้างเมฆที่ก่อตัวดาวฤกษ์คือการที่อะตอมของก๊าซจะชะลอตัวลงโดยการแผ่พลังงานจลน์ของพวกมันออกจากเมฆและเข้าสู่เอกภพที่ใหญ่ขึ้น ซึ่งในเวลานี้เย็นลงจนต่ำกว่า 100 เคลวิน

แต่พวกเขาไม่สามารถทำให้ตัวเองเย็นลงได้: เมื่ออะตอมชนกันเหมือนลูกบิลเลียด พวกมันจะแลกเปลี่ยนพลังงานจลน์ แต่พลังงานจลน์ทั้งหมดของก๊าซยังคงไม่เปลี่ยนแปลง พวกเขาต้องการตัวเร่งปฏิกิริยาเพื่อทำให้เย็นลง

นักเคมีได้ตั้งชื่อการปลดการเชื่อมโยงปฏิกิริยาครั้งแรก ซึ่งเป็นชื่อที่เหมาะสมกับสภาพจิตเวชจาก DSM-V

ตัวเร่งปฏิกิริยานี้คือโมเลกุลไฮโดรเจน (อะตอมของไฮโดรเจนสองอะตอมถูกผูกไว้ด้วยกันโดยใช้อิเล็กตรอนร่วมกัน) อนุภาคร้อนที่ชนกับโมเลกุลรูปดัมเบลล์นี้จะถ่ายเทพลังงานบางส่วนไปยังโมเลกุล ทำให้มันหมุนได้ ในที่สุดโมเลกุลไฮโดรเจนที่ตื่นเต้นเหล่านี้จะผ่อนคลายกลับสู่สถานะพลังงานต่ำสุด (หรือพื้นดิน) โดยการปล่อยโฟตอนที่หลุดออกมาจากเมฆ นำพลังงานออกไปสู่จักรวาล

ในการสร้างโมเลกุลไฮโดรเจน เมฆก๊าซปรมาณูจำเป็นต้องทำเคมีบางอย่าง อาจเป็นเรื่องน่าแปลกใจที่ได้ยินว่าเคมีใด ๆ เกิดขึ้นเลย เนื่องจากทั้งจักรวาลมีเพียงสามองค์ประกอบ อย่างไรก็ตาม แบบจำลองทางเคมีที่ซับซ้อนที่สุดของเมฆก๊าซในยุคแรกๆ มีปฏิกิริยาที่เป็นไปได้เกือบ 500 ปฏิกิริยา โชคดีที่เพื่อให้เข้าใจการก่อตัวของโมเลกุลไฮโดรเจน เราต้องกังวลด้วยกระบวนการหลักเพียงสองขั้นตอนเท่านั้น

นักเคมีได้ตั้งชื่อปฏิกิริยาการปลดปล่อยปฏิกิริยาแรกซึ่งเป็นชื่อที่เหมาะสมกับสภาพจิตเวชจาก DSM-V ซึ่งแพทย์อาจกำหนดให้ลิเธียมในยุคแรก ในขั้นต้น ไฮโดรเจนส่วนใหญ่ในเมฆก๊าซอยู่ในรูปอะตอมที่เป็นกลาง โดยมีประจุบวกของโปรตอนตัวเดียวหักล้างโดยประจุลบของอิเล็กตรอนที่โคจรอยู่ตัวเดียว อย่างไรก็ตาม อะตอมเพียงเล็กน้อยจับอิเล็กตรอน 2 ตัว ทำให้เกิดไฮโดรเจนไอออนที่มีประจุลบ อะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลางเหล่านี้และไฮโดรเจนไอออนที่มีประจุ "เชื่อมโยง" กัน ทำให้อิเล็กตรอนส่วนเกินหลุดออกและทิ้งไฮโดรเจนโมเลกุลที่เป็นกลางไว้ ในสัญกรณ์เคมี สามารถแสดงเป็น H + H- → H2 + อี-. การปลดปล่อยที่สัมพันธ์กันเปลี่ยนเพียง 0.01 เปอร์เซ็นต์ของไฮโดรเจนอะตอมให้เป็นโมเลกุล แต่เศษส่วนเล็ก ๆ นั้นทำให้เมฆเริ่มเย็นลงและหนาแน่นขึ้น

เมื่อเมฆเย็นและหนาแน่นเพียงพอแล้ว ปฏิกิริยาเคมีครั้งที่สองก็เริ่มขึ้น เรียกว่าการเชื่อมโยงสามร่างและเขียนเป็น H + H + H → H2 + H. ménage-à-trois นี้เริ่มต้นด้วยอะตอมไฮโดรเจนสามอะตอมที่แยกจากกันและจบลงด้วยสองอะตอมควบคู่กันและอันที่สามทิ้งไว้ในที่เย็น การเชื่อมโยงสามร่างแปลงไฮโดรเจนปรมาณูที่เหลืออยู่ทั้งหมดของเมฆให้เป็นไฮโดรเจนระดับโมเลกุล เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดมีโมเลกุลเต็มที่ เมฆก็เย็นตัวลงจนถึงจุดที่ก๊าซของมันสามารถควบแน่นได้มากพอที่จะก่อตัวเป็นดาวฤกษ์

ตั้งแต่การก่อตัวของเมฆหนาทึบไปจนถึงการจุดหลอมเหลวที่ใจกลางของดาวฤกษ์เป็นกระบวนการที่มีความซับซ้อนเกินกว่าที่จะเกิดขึ้นก่อนหน้านี้ อันที่จริง แม้แต่การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ที่ซับซ้อนที่สุดก็ยังไปไม่ถึงจุดที่วัตถุมีขนาดเป็นตัวเอก และการหลอมรวมก็เริ่มต้นขึ้น การจำลองกระบวนการ 200 ล้านปีส่วนใหญ่นั้นค่อนข้างง่าย โดยใช้เวลาเพียง 12 ชั่วโมงโดยใช้พลังคอมพิวเตอร์ประมวลผลแบบขนานความเร็วสูง ปัญหาอยู่ใน 10,000 ปีที่ผ่านมา เมื่อความหนาแน่นของก๊าซเพิ่มขึ้น โครงสร้างของเมฆจะเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วมากขึ้นเรื่อยๆ ดังนั้น ในช่วงเวลาแรกๆ เราต้องการเพียงการคำนวณว่าคลาวด์เปลี่ยนแปลงอย่างไรทุกๆ 100,000 ปีหรือมากกว่านั้น สำหรับ 10,000 ปีสุดท้าย เราต้องคำนวณการเปลี่ยนแปลงทุกๆ สองสามวัน จำนวนการคำนวณที่ต้องการที่เพิ่มขึ้นอย่างมากนี้แปลเป็นเวลากว่าหนึ่งปีของเวลาคอมพิวเตอร์ที่ไม่หยุดนิ่งบนเครื่องที่เร็วที่สุดในปัจจุบัน การจำลองการทำงานสำหรับเงื่อนไขการเริ่มต้นที่เป็นไปได้อย่างเต็มรูปแบบในเมฆยุคแรกเริ่มเหล่านี้มีมากกว่าสิ่งที่สามารถทำได้ในชีวิตมนุษย์ ด้วยเหตุนี้ เราจึงไม่ทราบการกระจายมวลของดาวฤกษ์รุ่นแรก เนื่องจากมวลของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดว่าธาตุใดก่อตัวขึ้นในแกนกลางของมัน จึงเป็นอุปสรรคต่อความสามารถของเราในการติดตามเส้นทางที่จักรวาลเริ่มสังเคราะห์องค์ประกอบที่จำเป็นสำหรับชีวิต พวกเราที่ไม่สามารถรอที่จะรู้คำตอบกำลังนับฮีโร่อีกคนหนึ่ง: กฎของมัวร์

แดเนียล วูล์ฟ ซาวินเป็นนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ที่เล่นบทเถื่อนที่มหาวิทยาลัยโคลัมเบีย

บทความนี้เผยแพร่ครั้งแรกในฉบับ "การควบรวมกิจการและการซื้อกิจการ" ในเดือนกุมภาพันธ์ 2014


ก่อนมีดวงดาว

จักรวาลเป็นเรื่องราวการควบรวมกิจการที่ยิ่งใหญ่ที่สุดที่มี เต็มไปด้วยต้นกำเนิดลึกลับ พลังแห่งแสงและความมืด และเคมีที่ซับซ้อนพอที่จะทำให้กลุ่มเคมี BASF บลัชออน การเดินทางจากช่วงเวลาแรกหลังบิ๊กแบงสู่การก่อตัวของดาวดวงแรกเป็นเรื่องราวการมารวมกันเป็นช่วงยาว ลำดับความสำคัญมากมาย เพื่อรวบรวมเรื่องราวนี้ นักวิทยาศาสตร์ได้หันไปหาท้องฟ้า แต่ยังรวมไปถึงห้องทดลองเพื่อจำลองสภาพแวดล้อมที่รุนแรงที่สุดบางส่วนในประวัติศาสตร์จักรวาลของเรา เรื่องราวที่เกิดขึ้นเต็มไปด้วยความประหลาดใจ ไม่น้อยไปกว่านั้นคือมันใกล้แค่ไหน ไม่ได้ เกิดขึ้น—และจะเกิดขึ้นไม่ได้ หากไม่มีฮีโร่ที่ไม่น่าจะเป็นไปได้ สิ่งสำคัญที่สุดสองประการ อย่างน้อยเมื่อพูดถึงการก่อตัวของดาว ซึ่งทำให้เกิดองค์ประกอบที่หนักกว่าซึ่งจำเป็นต่อการดำรงชีวิต เป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจเล็กน้อย: สสารมืดและไฮโดรเจนระดับโมเลกุล รายละเอียดกัน นี่คือเรื่องราวของพวกเขา

บิ๊กแบงสร้างเรื่องผ่านกระบวนการที่เรายังไม่เข้าใจอย่างถ่องแท้ ส่วนใหญ่ - ประมาณ 84 เปอร์เซ็นต์โดยมวล - เป็นรูปแบบของสสารที่ไม่มีปฏิกิริยากับหรือปล่อยแสง เรียกว่าสสารมืดดูเหมือนว่าจะมีปฏิสัมพันธ์กับแรงโน้มถ่วงเท่านั้น ส่วนที่เหลืออีก 16 เปอร์เซ็นต์เรียกว่าแบริออนหรือเรื่องธรรมดาประกอบขึ้นเป็นจักรวาลในชีวิตประจำวันที่เราเรียกว่าบ้าน สสารสามัญมีปฏิสัมพันธ์ไม่เพียงแค่แรงโน้มถ่วงเท่านั้น แต่ยังรวมถึงแม่เหล็กไฟฟ้าด้วย โดยการปล่อยและดูดซับโฟตอน (บางครั้งเรียกว่าการแผ่รังสีโดย cognoscenti และรู้จักกันในชื่อแสงในภาษาพื้นถิ่น)

เมื่อเอกภพขยายตัวและเย็นตัวลง พลังงานบางส่วนจากบิกแบงแปลงเป็นสสารธรรมดา ได้แก่ อิเล็กตรอน นิวตรอน และโปรตอน (พลังงานหลังนี้เทียบเท่ากับอะตอมของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออน) ทุกวันนี้ โปรตอนและนิวตรอนพักอยู่ด้วยกันอย่างสบายในนิวเคลียสของอะตอม แต่ในไม่กี่วินาทีหลังจากบิกแบง โปรตอนและนิวตรอนใดๆ ที่หลอมรวมกันเป็นนิวเคลียสของอะตอมที่หนักกว่า จะถูกเป่าออกจากกันอย่างรวดเร็วด้วยโฟตอนพลังงานสูงที่เรียกว่ารังสีแกมมา สนามรังสีความร้อนที่เหลือของบิ๊กแบงมีมากมาย มันร้อนเกินไปที่จะปรุงอาหาร แต่สิ่งต่างๆ ดีขึ้นในไม่กี่วินาทีต่อมา เมื่ออุณหภูมิการแผ่รังสีลดลงถึงประมาณล้านล้านองศาเคลวิน—ยังค่อนข้างร้อนกว่าอุณหภูมิห้อง 300 เคลวินที่เราคุ้นเคยอยู่บ้าง แต่เป็นโลกแห่งความแตกต่างสำหรับสสารในเอกภพยุคแรกๆ

จักรวาลคือปลายเปิด?

คำพูดหนึ่งที่ฉันชอบมากที่สุดแม้ว่าจะมีการถอดความอย่างหนักจากอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ก็คือการที่เขายืนยันว่าสิ่งที่เข้าใจยากที่สุดในจักรวาลก็คือมันเข้าใจได้ (สิ่งที่เขาพูดจริงๆ ในงาน 1936 เรื่อง "ฟิสิกส์และความเป็นจริง" มีมากกว่านั้น อ่านเพิ่มเติม

ความเข้มของความร้อนที่เหลือจากบิ๊กแบงทำให้เอกภพยุคแรกราบรื่นเกินกว่าที่เมฆก๊าซจะก่อตัว

นิวเคลียสที่หนักกว่าสามารถอยู่รอดได้จากการทิ้งระเบิดของรังสีแกมมา การสังเคราะห์นิวเคลียสในขั้นต้นเริ่มต้นขึ้น ทำให้แรงนิวเคลียร์สามารถจับโปรตอนและนิวตรอนเข้าด้วยกัน จนกระทั่งการขยายตัวของเอกภพทำให้มันเย็นเกินไปที่ปฏิกิริยาฟิวชันเหล่านี้จะดำเนินต่อไป ใน 20 นาทีนี้ จักรวาลเต็มไปด้วยอะตอม องค์ประกอบของธาตุที่เป็นผลลัพธ์ของจักรวาลชั่งน้ำหนักไฮโดรเจนประมาณ 76 เปอร์เซ็นต์ ฮีเลียม 24 เปอร์เซ็นต์ และปริมาณลิเธียมในปริมาณเล็กน้อย ซึ่งทั้งหมดนี้แตกตัวเป็นไอออน เนื่องจากมันร้อนเกินไปสำหรับอิเล็กตรอนที่จะโคจรรอบนิวเคลียสเหล่านี้อย่างเสถียร และนั่นคือมัน จนกระทั่งดาวดวงแรกก่อตัวขึ้นและเริ่มสร้างองค์ประกอบอื่นๆ ทั้งหมดในตารางธาตุ

ก่อนที่ดาวเหล่านี้จะก่อตัวขึ้น อะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมที่ก่อตัวขึ้นใหม่จำเป็นต้องรวมตัวกันเพื่อสร้างเมฆที่หนาแน่น เมฆเหล่านี้จะเกิดขึ้นเมื่อบริเวณที่หนาแน่นกว่าเล็กน้อยของจักรวาลดึงดูดสสารจากสิ่งรอบตัวด้วยแรงโน้มถ่วง คำถามคือ เอกภพยุคแรกเป็นกระจุกพอที่สิ่งนี้จะเกิดขึ้นหรือไม่?

เพื่อตอบคำถาม เราสามารถมองดูท้องฟ้ายามค่ำคืนในยุคใหม่ได้ ในนั้นเราจะเห็นการแผ่รังสีไมโครเวฟจางๆ ที่มีลวดลายจางๆ อยู่ภายในนั้น โครงสร้างพื้นหลังไมโครเวฟที่เรียกว่าจักรวาลนี้มีอายุย้อนหลังไปถึง 377,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง เป็นเพียงเศษเสี้ยวของอายุจักรวาลในปัจจุบันที่ 13.8 พันล้านปี และใกล้เคียงกับอายุขัยเฉลี่ย 81 ปีสำหรับผู้หญิงที่มีชีวิตอยู่ในปัจจุบันนี้น้อยกว่าหนึ่งวัน ในสหรัฐอเมริกา.

ในขณะนั้น เอกภพเพิ่งเย็นตัวลงเหลือประมาณ 3,000 เคลวิน อิเล็กตรอนอิสระเริ่มถูกจับเข้าสู่วงโคจรรอบโปรตอน ก่อตัวเป็นอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลาง โฟตอนจากวาบของบิกแบง ซึ่งความคืบหน้าถูกขัดขวางโดยการกระจายของอิเล็กตรอนที่ไม่ถูกผูกมัด ในที่สุดก็สามารถไหลผ่านจักรวาลได้ในที่สุด โฟตอนเหล่านี้ยังคงแผ่ซ่านไปทั่วจักรวาลในทุกวันนี้ ที่อุณหภูมิเยือกเย็นเพียง 2.7 เคลวิน และประกอบขึ้นเป็นพื้นหลังไมโครเวฟในจักรวาลที่เราได้วัดโดยใช้อาร์เรย์ของกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่เกิดในบอลลูนและดาวเทียม

แผนที่ท้องฟ้าเหล่านี้ชี้ให้เห็นถึงบางสิ่งที่น่าประหลาดใจ: ความเข้มของความร้อนที่เหลือจากบิ๊กแบงทำให้เอกภพยุคแรกราบรื่นเกินกว่าที่เมฆก๊าซจะก่อตัวขึ้น

เข้าสู่สสารมืด เนื่องจากไม่มีปฏิกิริยาโดยตรงกับแสง จึงไม่ได้รับผลกระทบจากการแผ่รังสีแบบเดียวกันที่ทำให้สสารธรรมดาเรียบขึ้น ดังนั้นจึงเหลือความซุ่มซ่ามค่อนข้างสูง แทนที่จะเป็นเรื่องปกติ มันเริ่มต้นการก่อตัวของดาวและกาแลคซีที่ประกอบขึ้นเป็นโครงสร้างสมัยใหม่ของจักรวาล พื้นที่ของอวกาศที่มีความหนาแน่นสูงกว่าค่าเฉลี่ยของสสารมืดดึงดูดสสารจากบริเวณที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า รัศมีของสสารมืดก่อตัวขึ้นและรวมเข้ากับรัศมีอื่นๆ นำสสารธรรมดาไปพร้อม ๆ กัน

เมื่อเอกภพเป็นกลาง ก๊าซก็เริ่มก่อตัวเป็นเมฆ เมื่อสสารธรรมดาเร่งความเร็วเข้าไปในหลุมโน้มถ่วงของสสารมืด พลังงานศักย์โน้มถ่วงจะเปลี่ยนเป็นพลังงานจลน์ ทำให้เกิดก๊าซร้อนของอนุภาคที่เคลื่อนที่เร็วด้วยพลังงานจลน์สูงที่ฝังอยู่ภายในรัศมีของสสารมืด เริ่มต้นจากอุณหภูมิประมาณ 1,000 เคลวิน ในที่สุดเมฆก๊าซเหล่านี้ก็ให้กำเนิดดาวดวงแรกเมื่อเอกภพมีอายุประมาณครึ่งพันล้านปี (ประมาณสี่ปีจนถึงอายุขัยของผู้หญิงอเมริกันทั่วไป)

เพื่อให้ดาวก่อตัวขึ้น เมฆก๊าซจำเป็นต้องมีความหนาแน่นระดับหนึ่ง แต่ถ้าโมเลกุลที่เป็นส่วนประกอบร้อนเกินไป เคลื่อนตัวไปรอบ ๆ ทุกทิศทาง ความหนาแน่นนี้อาจไม่สามารถเข้าถึงได้ ขั้นตอนแรกในการสร้างเมฆที่ก่อตัวดาวฤกษ์คือการที่อะตอมของก๊าซจะชะลอตัวลงโดยการแผ่พลังงานจลน์ของพวกมันออกจากเมฆและเข้าสู่เอกภพที่ใหญ่ขึ้น ซึ่งในเวลานี้เย็นลงจนต่ำกว่า 100 เคลวิน

แต่พวกมันไม่สามารถทำให้ตัวเองเย็นลงได้: เมื่ออะตอมชนกันเหมือนลูกบิลเลียด พวกมันจะแลกเปลี่ยนพลังงานจลน์ แต่พลังงานจลน์ทั้งหมดของก๊าซยังคงไม่เปลี่ยนแปลง พวกเขาต้องการตัวเร่งปฏิกิริยาเพื่อทำให้เย็นลง

นักเคมีได้ตั้งชื่อการปลดการเชื่อมโยงปฏิกิริยาครั้งแรก ซึ่งเป็นชื่อที่เหมาะสมกับสภาพจิตเวชจาก DSM-V

ตัวเร่งปฏิกิริยานี้คือโมเลกุลไฮโดรเจน (อะตอมของไฮโดรเจนสองอะตอมถูกผูกไว้ด้วยกันโดยใช้อิเล็กตรอนร่วมกัน) อนุภาคร้อนที่ชนกับโมเลกุลรูปดัมเบลล์นี้จะถ่ายเทพลังงานบางส่วนไปยังโมเลกุล ทำให้มันหมุนได้ ในที่สุดโมเลกุลไฮโดรเจนที่ตื่นเต้นเหล่านี้จะผ่อนคลายกลับสู่สถานะพลังงานต่ำสุด (หรือพื้นดิน) โดยการปล่อยโฟตอนที่หลุดออกมาจากเมฆ นำพลังงานออกไปสู่จักรวาล

ในการสร้างโมเลกุลไฮโดรเจน เมฆก๊าซปรมาณูจำเป็นต้องทำเคมีบางอย่าง อาจเป็นเรื่องน่าแปลกใจที่ได้ยินว่าเคมีใด ๆ เกิดขึ้นเลย เนื่องจากทั้งจักรวาลมีเพียงสามองค์ประกอบ อย่างไรก็ตาม แบบจำลองทางเคมีที่ซับซ้อนที่สุดของเมฆก๊าซในยุคแรกๆ มีปฏิกิริยาที่เป็นไปได้เกือบ 500 ปฏิกิริยา โชคดีที่เพื่อให้เข้าใจการก่อตัวของโมเลกุลไฮโดรเจน เราต้องกังวลด้วยกระบวนการหลักเพียงสองขั้นตอนเท่านั้น

นักเคมีได้ตั้งชื่อปฏิกิริยาการปลดปล่อยปฏิกิริยาแรกซึ่งเป็นชื่อที่เหมาะสมกับสภาพจิตเวชจาก DSM-V ซึ่งแพทย์อาจกำหนดให้ลิเธียมในยุคแรก ในขั้นต้น ไฮโดรเจนส่วนใหญ่ในเมฆก๊าซอยู่ในรูปอะตอมที่เป็นกลาง โดยมีประจุบวกของโปรตอนตัวเดียวหักล้างโดยประจุลบของอิเล็กตรอนที่โคจรอยู่ตัวเดียว อย่างไรก็ตาม อะตอมเพียงเล็กน้อยจับอิเล็กตรอน 2 ตัว ทำให้เกิดไฮโดรเจนไอออนที่มีประจุลบ อะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลางเหล่านี้และไฮโดรเจนไอออนที่มีประจุ "เชื่อมโยง" กัน ทำให้อิเล็กตรอนส่วนเกินหลุดออกและทิ้งไฮโดรเจนโมเลกุลที่เป็นกลางไว้ ในสัญกรณ์เคมี สามารถแสดงเป็น H + H- → H2 + อี-. การปลดปล่อยที่สัมพันธ์กันแปลงเพียง 0.01 เปอร์เซ็นต์ของไฮโดรเจนอะตอมให้เป็นโมเลกุล แต่เศษส่วนเล็ก ๆ นั้นทำให้เมฆเริ่มเย็นลงและหนาแน่นขึ้น

เมื่อเมฆเย็นและหนาแน่นเพียงพอแล้ว ปฏิกิริยาเคมีครั้งที่สองก็เริ่มขึ้น เรียกว่าการเชื่อมโยงสามร่างและเขียนเป็น H + H + H → H2 + H. ménage-à-trois นี้เริ่มต้นด้วยอะตอมไฮโดรเจนสามอะตอมที่แยกจากกันและจบลงด้วยสองอะตอมควบคู่กันและอันที่สามทิ้งไว้ในที่เย็น การเชื่อมโยงสามร่างแปลงไฮโดรเจนอะตอมที่เหลืออยู่ทั้งหมดของเมฆให้เป็นไฮโดรเจนระดับโมเลกุล เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดมีโมเลกุลเต็มที่ เมฆก็เย็นตัวลงจนถึงจุดที่ก๊าซของมันสามารถควบแน่นได้มากพอที่จะก่อตัวเป็นดาวฤกษ์

ตั้งแต่การก่อตัวของเมฆหนาทึบไปจนถึงการจุดหลอมเหลวที่ใจกลางของดาวฤกษ์เป็นกระบวนการที่มีความซับซ้อนมากกว่าสิ่งที่มาก่อนมันมาก อันที่จริง แม้แต่การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ที่ซับซ้อนที่สุดก็ยังไปไม่ถึงจุดที่วัตถุมีขนาดเป็นตัวเอก และการหลอมรวมก็เริ่มต้นขึ้น การจำลองกระบวนการ 200 ล้านปีส่วนใหญ่นั้นค่อนข้างง่าย โดยใช้เวลาเพียง 12 ชั่วโมงโดยใช้พลังคอมพิวเตอร์ประมวลผลแบบขนานความเร็วสูง ปัญหาอยู่ใน 10,000 ปีที่ผ่านมา เมื่อความหนาแน่นของก๊าซเพิ่มขึ้น โครงสร้างของเมฆจะเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วมากขึ้นเรื่อยๆ ดังนั้น ในช่วงเวลาแรกๆ เราต้องการเพียงการคำนวณว่าคลาวด์เปลี่ยนแปลงอย่างไรทุกๆ 100,000 ปีหรือมากกว่านั้น สำหรับ 10,000 ปีสุดท้าย เราต้องคำนวณการเปลี่ยนแปลงทุกๆ สองสามวัน จำนวนการคำนวณที่ต้องการที่เพิ่มขึ้นอย่างมากนี้แปลเป็นเวลากว่าหนึ่งปีของเวลาคอมพิวเตอร์ที่ไม่หยุดนิ่งบนเครื่องที่เร็วที่สุดในปัจจุบัน การจำลองการทำงานสำหรับเงื่อนไขการเริ่มต้นที่เป็นไปได้อย่างเต็มรูปแบบในเมฆยุคแรกเริ่มเหล่านี้มีมากกว่าสิ่งที่สามารถทำได้ในชีวิตมนุษย์ ด้วยเหตุนี้ เราจึงไม่ทราบการกระจายมวลของดาวฤกษ์รุ่นแรก เนื่องจากมวลของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดว่าธาตุใดก่อตัวขึ้นในแกนกลางของมัน จึงเป็นอุปสรรคต่อความสามารถของเราในการติดตามเส้นทางที่จักรวาลเริ่มสังเคราะห์องค์ประกอบที่จำเป็นสำหรับชีวิต พวกเราที่ไม่สามารถรอที่จะรู้คำตอบกำลังนับฮีโร่อีกคนหนึ่ง: กฎของมัวร์

แดเนียล วูล์ฟ ซาวินเป็นนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ที่เล่นบทเถื่อนที่มหาวิทยาลัยโคลัมเบีย


'Oumuamua อาจเป็นภูเขาน้ำแข็งไฮโดรเจนระหว่างดวงดาวขนาดยักษ์

หากต้องการทบทวนบทความนี้ ให้ไปที่โปรไฟล์ของฉัน แล้วดูเรื่องราวที่บันทึกไว้

ถ้า 'Oumuamua เป็นภูเขาน้ำแข็งจริง ๆ มันจะอธิบายได้มาก ภาพประกอบ: เก็ตตี้อิมเมจ

หากต้องการทบทวนบทความนี้ ให้ไปที่โปรไฟล์ของฉัน แล้วดูเรื่องราวที่บันทึกไว้

นับตั้งแต่ 'Oumuamua ถูกค้นพบในปี 2017 วัตถุระหว่างดาวดวงแรกที่ตรวจพบในระบบสุริยะของเราเป็นแหล่งที่มาของการวางอุบายที่ไม่มีที่สิ้นสุดสำหรับนักดาราศาสตร์ ก้อนหินอวกาศขนาดมหึมานี้มีรูปร่างเหมือนซิการ์ที่ไม่ธรรมดา พังทลายลงมา และไม่สามารถจำแนกได้ง่ายว่าเป็นดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อย ความไม่แน่นอนเกี่ยวกับผู้บุกรุกระหว่างดวงดาวนี้ส่งผลให้เกิดการแพร่หลายของทฤษฎีเกี่ยวกับที่มาและองค์ประกอบของมัน มีการคาดเดากันว่ามันคือกระต่ายฝุ่นแห่งจักรวาล ยานอวกาศของมนุษย์ต่างดาว หรือเศษของดาวเคราะห์ดวงเล็กๆ ที่ดาวฤกษ์แม่ของมันฉีกขาดเป็นชิ้นๆ

ในสัปดาห์นี้ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ของมหาวิทยาลัยเยลสองคนได้เสนอทฤษฎีใหม่โดยโต้แย้งว่า 'โอมูอามูอามีภูเขาน้ำแข็งในอวกาศ' งานวิจัยที่เพิ่งตีพิมพ์เป็นงานพิมพ์ล่วงหน้าและได้รับการยอมรับให้ตีพิมพ์ใน จดหมายวารสารดาราศาสตร์ตามรอยต้นกำเนิดของ Oumuamua สู่เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ วัตถุที่น่ากลัวเหล่านี้เป็นสถานรับเลี้ยงเด็กของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่สามารถยืดออกได้เป็นปีแสงและมีก๊าซมากพอที่จะก่อตัวดาวฤกษ์หลายหมื่นดวง แต่จากการวิจัยครั้งใหม่ พวกเขายังอาจคายภูเขาน้ำแข็งไฮโดรเจนที่มีลักษณะและพฤติกรรมคล้ายกับ "อูมูอามูอา" ออกมา

“Even though the hydrogen iceberg thing is a little exotic, it explains every single mysterious thing about ‘Oumuamua,” says Darryl Seligman, an incoming postdoctoral researcher at the University of Chicago who coauthored the paper with astrophysicist Gregory Laughlin, his PhD adviser at Yale. If Seligman and Laughlin are right, ‘Oumuamua would not only be the first interstellar object discovered, but the first hydrogen iceberg, too.

Hydrogen typically exists as a gas and is the stuff that fuels the fusion process in stars like our sun. But if it gets cold enough, hydrogen can solidify. The only known regions of the universe frigid enough to cause this phase transition are the dense, icy hearts of giant molecular clouds. “There’s not much work on hydrogen ice, because its sublimation temperature is so low,” says Seligman, referring to the point at which a solid transitions directly into a gas. He says that hydrogen freezes at around -450 degrees Fahrenheit, just a few degrees above absolute zero.

The core of a giant molecular cloud has a relatively short lifespan of just a few hundred thousand years. Over time, it gets eroded by the churn of the galaxy until it disappears. But according to the hydrogen iceberg theory, during the core’s brief existence, frozen hydrogen molecules latch on to dust in the cloud to build up a large block of ice. It’s a painstakingly slow process after a few hundred thousand years it would produce an iceberg only a few hundred of meters across. This is squarely in the ballpark for an object like ‘Oumuamua, which NASA researchers calculated to be less than 800 meters long.

The iceberg theory can also explain ‘Oumuamua’s weird cigar shape. After the core of the giant molecular cloud dissipates and the iceberg is set adrift in the void, it is constantly bombarded by cosmic radiation. The radiation would chip away at the iceberg from some directions more than others, which would result in a more elongated form. Seligman compares it to a bar of soap, which becomes more flat and oval as it is used.

But the reason Seligman is most excited about the hydrogen iceberg theory is because it can explain why ‘Oumuamua began speeding up as it entered the solar system, which couldn’t be explained by the tug of gravity alone. A leading theory advanced by several different astronomers argued that ‘Oumuamua was propelled by gases rapidly boiling off of space rocks, a phenomenon known as outgassing. This is what gives a comet its brilliant tail, which is typically composed of compounds like carbon dioxide and water. But when astronomers observed ‘Oumuamua, they didn’t detect outgassing that would explain the object’s acceleration—unless, of course, it was spitting out pure hydrogen, which couldn’t be detected by the telescopes conducting the observations.


คำตอบและการตอบกลับ

Yes, that's how most of the iron and all of the heavier metals on Earth got there.

Here is a paper where they do the calculation to see what does get blasted out

As far as we know, no. What this means is that the stars have a finite lifetime, and the universe couldn't have existed forever. In the 1960's, there was a model of the universe known as the "steady-state universe" in which you had hydrogen get generated as the universe expands. It's a very elegant beautiful model, and it turns out that you don't have to generate much hydrogen to keep the universe in steady state (one atom in each galaxy each year).

But it turns out that the universe doesn't work that way.

As I know is not exist any observation of massive creation of hydrogen in Universe.

So, that is an other strong argument of fact that the Universe does start a finite time ago. And, obvious, this time is shorten then the "hydrogen exhaust period" of Universe.

The only thing I've ever herd that could create hydrogen is Radium and I guess maybe other radioactive materials. But I think that this is only on earth I'm not sure if it works in space. Supposedly, when you put a piece of radium in a container it will transform many of the atoms in the space into hydrogen. But this is an interaction with the elements that are in our air here on earth. so as i said i dont know if it works in space.

Also I would imagine that the stars would use much more hydrogen than what was created even if it was so.


ดาว

The process, known as Hydrogen Burning, is due to a fusion reaction: hydrogen nuclei fuse together to make helium nuclei.
In fusion, light atomic nuclei collide with such violence and frequency in the high-temperature, high-density stellar interior that they fuse into heavier nuclei and release tremendous quantities of energy (such as in a hydrogen bomb).
This reaction requires very high temperature and pressure found mainly in the core of a star and cannot be easily duplicated on Earth, unless using a thermonuclear device (H-bomb).
The great abundance of hydrogen makes it the key constituent in stellar nuclear reactions. The next stable nucleus is helium, #"^4He# , with atomic weight 4. Since the hydrogen nucleus (one proton) only has atomic weight 1, four protons are required to make one helium nucleus. The atomic weights do not exactly match because the more exact atomic weight of a proton is 1.0078, and four of them add to 4.0312, while the weight of #"^4He# is 4.0026, leaving a mass defect of 0.0286. This mass is converted to an amount of energy given by Einstein’s equation for the equivalence of mass and energy,
#E = mc^2#
where c is the speed of light. Because a unit atomic weight is #1.66 xx 10^(-27)# kg, the energy released by the conversion of four #"^1H# nuclei to one #"^4He# nucleus is:
#E=0.0286(1.66xx10^(-27))(9xx10^16)=4.3xx10^(-12)J#

Additional Info:
In atomic nuclei, the strong nuclear force overcomes the electrostatic repulsion of the positively charged protons and binds from one to 260 nucleons (protons and neutrons) in a region about #10^(-15)# m in diameter. Two nuclei will fuse to form one larger nucleus if they approach within #10^(-15)# m of one another, but their mutual electrostatic repulsion — all nuclei have a positive charge — amounts to a #1# MeV potential barrier. In contrast, at temperature of #10^7# K the average thermal energy of a proton is only #1# KeV. Classically, protons cannot fuse because of the strong coulombic barrier. Fusion does happen, however, because quantum physics allows the protons to tunnel through the barrier rather than go over it. The easiest fusion reaction involves two protons (hydrogen nuclei) such reactions become significant at temperatures around 10 million K.

(Reference for supporting data and figures: Introductory Astronomy and Astrophysics - M. Zeilik, S. A. Gregory, E. v. P. Smith)

Well, this is a wonderful question and it is one that had always interested me!

Consider the Interstellar Medium as a volume of space (very big!) full of…dust, radiation, particles and gas (mainly hydrogen). Ok the density is quite low but they are there. So focus on one of these เมฆระหว่างดวงดาว of dust and gas and think that it starts to contract (under the action of gravitational force). You can think of a particle…alone…it passes near (probably billions of kilometres and more) to another particle and attracts it…it is not a lot but they are now tangled and together they can “tangle” other more distant particles (that before were outside their reach) because they combined mass is now higher than before and have more gravitational influence around them.

After a long time our little core of few particles slowly rotating has attracted a lot of interstellar medium and the dust, particles and gas are now forming a dense ball that keeps on attracting stuff and getting denser and hotter, a โปรโตสตาร์ .
Dust starts to collide in the confined space of the core producing heat (friction) emitted as infrared radiation. The heat is transported through the star medium up to the surface through the process of convection (as in a pan of boiling water where the movement communicates heat to various parts of the mass of water). The luminosity is quite high as the core keeps on accreting material for #10^5# years!
But then the outer layer of our contracting system starts to become denser as well and opaque to infrared radiation and, as a blanket, maintains the interior hot, slowing down the collapse (the time scale to reach this stage is of the order of 1 million years!).
The core still evolves accreting more material and heating up and heating (through radiation of heat now) the outer layers of our Pre-Main Sequence (PMS) star that becomes less opaque and start to shine.

Eventually the core heat up to a few million kelvins and thermonuclear reactions start. When the star gets most of its energy from thermonuclear reactions (rather than from gravitational contraction) the star is born! The structure is said to be in (hydrostatic) equilibrium and becomes a Zero-Age Main-Sequence star. The newborn star settles down in its life converting hydrogen into helium in its core and radiating energy. The total process takes approximately 20 million years.

The place that probably play an essential role in this process of star formation is called a Giant Molecular Cloud (GMC) such as the Star-Forming region near Orion:

In these GMC regions the molecular medium (mainly hydrogen) is bound into giant clouds that at the core are slightly denser than the surrounding medium and at temperatures of the order of 10 K. Young stars are always found near these “cloud” complexes suggesting that they work as “nurseries” for the birthing stars as in the case of H-II region of Eagle Nebula (M16-NGC6611) known as The Pillars of Creation:

Described beautifully as: “Eerie, dramatic new pictures from Hubble Space Telescope show newborn stars emerging from 'eggs' but rather dense, compact pockets of interstellar gas called evaporating gaseous globules (EGGs). Hubble found the EGGs, appropriately enough, in the Eagle nebula, a nearby star-forming region 6,500 light-years away in the constellation Serpens.”
[News Release STScI-1995-44]

REFERENCES:
(Pictures and data reference: M. Zeilik, S. A. Gregory, E. v. P. Smith, Introductory Astronomy and Astrophysics, Saunders College Publishing,1992).


What Was It Like When Life In The Universe First Became Possible?

The cosmic story that unfolded following the Big Bang is ubiquitous no matter where you are. The formation of atomic nuclei, atoms, stars, galaxies, planets, complex molecules, and eventually life is a part of the shared history of everyone and everything in the Universe. As we understand it today, life on our world began, at the latest, only a few hundred million years after Earth was formed.

That puts life as we know it already nearly 10 billion years after the Big Bang. The Universe couldn’t have formed life from the very first moments both the conditions and the ingredients were all wrong. But that doesn’t mean it took all those billions and billions of years of cosmic evolution to make life possible. It could have begun when the Universe was just a few percent of its current age. Here’s when life might have first arisen in our Universe.

At the moment of the hot Big Bang, the raw ingredients for life could in no way stably exist. Particles, antiparticles, and radiation all zipped around at relativistic speeds, blasting apart any bound structures that might form by chance. As the Universe aged, though, it also expanded and cooled, reducing the kinetic energy of everything in it. Over time, antimatter annihilated away, stable atomic nuclei formed, and electrons could stably bind to them, forming the first neutral atoms in the Universe.

Yet these earliest atoms were only hydrogen and helium: insufficient for life. Heavier elements, such as carbon, nitrogen, oxygen and more, are required to build the molecules that all life processes rely on. For that, we need to form stars in great abundance, have them go through their life-and-death cycle, and return the products of their nuclear fusion to the interstellar medium.

It takes 50-to-100 million years to form the first stars, sure, which form in relatively large clusters. But in the densest regions of space, these star clusters will gravitationally pull in other matter, including material for additional stars and other star clusters, paving the way for the first galaxies. By time only

200-to-250 million years have passed, not only will multiple generations of stars have lived-and-died, but the earliest star clusters will have grown into galaxies.

This is important, because we don’t just need to create the heavy elements like carbon, nitrogen, and oxygen we need to create enough of them — and all of the life-essential elements — to produce a wide diversity of organic molecules.

We need those molecules to stably exist in a location where they can experience an energy gradient, such as on a rocky moon or planet in the vicinity of a star, or with enough undersea hydrothermal activity to support certain chemical reactions.

And we need for those locations to be stable enough that whatever counts as a life process can self-sustain.

In astronomy, all of these conditions get lumped together by a single term: metals. When we look at a star, we can measure the strength of the different absorption lines coming from it, which tell us — in combination with the star’s temperature and ionization — what the abundances of the different elements are that went into creating it.

Add them all up, and that gives you the star’s metallicity, or the fraction of the elements within it that are heavier than either plain hydrogen or helium. Our Sun’s metallicity is somewhere between 1-and-2%, but that might be excessive for a requirement for life. Stars possessing just a fraction of that, perhaps as little as 10% the Sun’s heavy element content, might still have enough of the necessary ingredients, across-the-board, to make life possible.

This gets really interesting, nearby, when we look at globular clusters. Globular clusters contain some of the oldest stars in the Universe, with many of them forming when the Universe was less than 10% its current age. They formed when a very massive cloud of gas collapsed, leading to stars that are all of the same age. Since a star’s lifetime is determined by its mass, we can look at the stars remaining in a globular cluster and determine its age.

For the more than 100 globular clusters in our Milky Way, most of them formed 12-to-13.4 billion years ago, which is extremely impressive considering the Big Bang was just 13.8 billion years ago. Most of the oldest ones, as you might expect, have just 2% of the heavy elements that our Sun has they’re metal-poor and unsuited for life. But a few globular clusters, like Messier 69, offer a tremendous possibility.

Like most globular clusters, Messier 69 is old. It has no O-stars, no B-stars, no A-stars and no F-stars the most massive stars remaining are comparable in mass to our Sun. Based on our observations, it appears to be 13.1 billion years old, meaning its stars come from just 700 million years after the Big Bang.

But its location is unusual. Most globular clusters are found in the halos of galaxies, but Messier 69 is a rare one found close to the galactic center: just 5,500 light-years away. (For comparison, our Sun is about 27,000 light-years from the galactic center.) This close proximity means that:

  • more generations of stars have lived-and-died here than on the galaxy’s outskirts,
  • more supernovae, neutron star mergers and gamma-ray bursts have occurred here than where we are,
  • and, therefore, these stars should have a much greater abundance of heavy elements than other globular clusters.

And boy, does this globular cluster ever deliver! Despite its stars forming when the Universe was just 5% its present age, the close proximity to the galactic center means that the material its stars formed from were already polluted, and filled with heavy elements. When we deduce its metallicity today, even though these stars formed just a few hundred million years after the Big Bang, we find they have 22% the heavy elements that the Sun does.

So that’s the recipe! Make many generations of stars quickly, form a planet resilient enough around one of the lower-mass, longer-lived stars (like a G-star or a K-star) to protect itself from whatever supernovae, gamma-ray bursts, or other cosmic catastrophes it may encounter, and let the ingredients do what they do. Whether we get lucky or not, there’s certainly an opportunity for life at the centers of the oldest galaxies we could ever hope to discover.

Wherever we look in space around the centers of galaxies, or around massive, newly forming stars, or in the environments where metal-rich gas is going to form future stars, we find a whole host of complex, organic molecules. These range from sugars to amino acids to ethyl formate (the molecule that gives raspberries their scent) to intricate aromatic hydrocarbons we find molecules that are precursors to life. We only find them nearby, of course, but that’s because we don’t know how to look for individual molecular signatures much beyond our own galaxy.

But even when we look in our nearby neighborhood, we find some circumstantial evidence that life existed in the cosmos before Earth did. There’s even some interesting evidence that life on Earth didn’t even begin with Earth.

We still don’t know how life in the Universe got its start, or whether life as we know it is common, rare, or a once-in-a-Universe proposition. But we can be certain that life came about in our cosmos at least once, and that it was built out of the heavy elements made from previous generations of stars. If we look at how stars theoretically form in young star clusters and early galaxies, we could reach that abundance threshold after several hundred million years all that remains is putting those atoms together in a favorable-to-life arrangement. If we form the molecules necessary for life and put them in an environment conducive to life arising from non-life, suddenly the emergence of biology could have come when the Universe was just a few percent of its current age. The earliest life in the Universe, we must conclude, could have been possible before it was even a billion years old.


A History of Star Stuff

Astronomers have spent decades charting the rise and fall of galaxies’ star formation over time. The stellar baby boom occurred about 10 billion years ago, at so-called “cosmic noon.” During these early years of the universe, galaxies were bursting with newborn stars, sometimes birthing thousands per year. But rates have been falling ever since.

To explore this rise and fall, astronomers went a step earlier in the process, charting not just the stars born but the material used to make them. Molecular hydrogen gas is cool enough that hydrogen atoms pair up — and it’s also cool enough to collapse into stars. Fabian Walter (Max Planck Institute for Astronomy, Germany) and colleagues used the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) to survey the Hubble Ultra Deep Field (HUDF), one of the best-studied regions of the sky. The results of that survey appear on the arXiv preprint server.

ALMA is a 66-dish array in Chile capable of spying cool gas and dust in galaxies whose light has been traveling for up to 12 billion years. “This is one of the largest programs executed at ALMA,” Walter says, adding that the program used almost 200 hours of ALMA observing time. Along with other studies of the HUDF, ALMA provided the data Walter and colleagues needed to trace the flow of gas into galaxies and into stars.

The gas that falls into galaxies is generally ionized, which means that the hydrogen atom is missing its electron. That gas has to cool, first recombining with electrons and then combining again into molecules, before it can form stars. Walter and colleagues are able to track both atomic and molecular gas to follow the flow of gas from the outermost reaches of a galaxy into its star-forming heart.

“I think we already knew that’s how it มี to work, but this paper nicely quantifies, perhaps for the first time, the global rate at which that happened, averaged over all galaxies, and over most of cosmic history,” says Mark Dickinson (NSF’s NOIRLab), who was not involved in the study.

This diagram shows the flow of gas from the outermost reaches of a galaxy into its star-forming core. Feedback also occurs, tossing some gas back out again.
Tumlinson et al. / Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics 2018

The observations clearly show that galaxies never, at any one point in time, hold all the gas they need to make all their stars. The gas has to come from outside — the inflow of gas necessary for star formation has continued for all observed cosmic history.

“Those are very challenging millimeter and radio measurements that were impossible not long ago,” Dickinson notes. “I think the Walter et al. paper sets an important benchmark for future analyses as new data are collected.”


คำตอบและการตอบกลับ

so if we were to contract a star from atomic hydrogen, would we need more mass or density in terms of particle? because atomic hydrogen is less massive than molecular hydrogen?

Two hydrogen atoms have the same mass as one molecule of H2(obviously). So while in order to create a star of a given mass you'd need twice as many hydrogen atoms as hydrogen molecules, you're still supplying the same mass, and the same number of nuclei(protons) to fuel the fusion. There's no difference.

Now, molecular clouds are much colder than atomic clouds of intersetellar hydrogen gas, so they're much denser(http://en.wikipedia.org/wiki/Interstellar_medium#Interstellar_matter).
This means that you can have a smaller(lower in volume) molecular cloud containing the same amount of matter as a larger atomic gas cloud.
Hot clouds have higher pressure too, so they resist gravity better than cold ones. So it's easier to make a star out of molecular gas, as it'll collapse more readily.

The end effect should be the same, though. Perhaps fusion would start earlier in an atomic cloud scenario, as the gas is already hot? This I don't know.
But once the star reaches equilibrium it's pretty much the same either way.

Heh, I get the feeling that I haven't answered your question at all, at least not at the appropriate level. You obviously know the basics(exam question after all).

Let's see again, although that's a bit out of my depth, so take it with a grain of salt.


Atomic gas clouds are hot. If they weren't then molecules would form and we'd be back to square one.
Using ideal gas law, this means less particles at higher pressure in the same volume.

Diffuse, less dense clouds collapse less readily than dense ones.
Note that the fact that H2 is twice as heavy as atomic hydrogen contributes barely a factor of 2 to the density, while temperature differences contribute to as much as five orders of magnitude of difference in density.(according to the wiki article)
High pressure in the cloud counteracts gravity. The gas can reach equilibrium before it contracts enough to form a dense body and start fusion(would need to do some calculations for that).
It would take a very long time(again, would be nice to calculate), to radiate all that energy away.

This would mean that with atomic gas only in the interstellar medium, stars might not form at all for a long time, or only small, long lived stars would form.