Vũ trụ có thể không bao giờ hết hydro
Nguyên tố phổ biến nhất trong Vũ trụ, quan trọng để hình thành các ngôi sao mới, là hydro. Nhưng số lượng của nó có hạn; nếu chúng ta hết thì sao?
Ngôi sao Wolf–Rayet này được gọi là WR 31a, nằm cách chúng ta khoảng 30.000 năm ánh sáng trong chòm sao Carina. Tinh vân bên ngoài bị giải phóng hydro và heli, trong khi ngôi sao trung tâm cháy ở nhiệt độ trên 100.000 K. Trong tương lai tương đối gần, nhiều người nghi ngờ rằng ngôi sao này sẽ phát nổ thành một siêu tân tinh giống như WR 124, làm phong phú thêm môi trường liên sao xung quanh bằng các nguyên tố nặng mới . Không thể dự đoán được ngôi sao khổng lồ, tiến hóa nào trong thiên hà của chúng ta sẽ là siêu tân tinh tiếp theo của Dải Ngân hà.
Nhà cung cấp dịch vụ: ESA/Hubble & NASA; Lời cảm ơn: Judy Schmidt
NHỮNG ĐIỀU TUYỆT VỜI
Nguyên tố phổ biến nhất trong Vũ trụ, cả về số lượng và khối lượng, là hydro: một thực tế đã đúng ngay sau Vụ nổ lớn và điều đó vẫn đúng cho đến tận ngày nay.
Nhưng quá trình tổng hợp hạt nhân chính cung cấp năng lượng cho các ngôi sao là phản ứng tổng hợp hydro thành heli, làm tăng lượng nguyên tố nặng hơn với sự tiêu hao hydro.
Sau khi đủ thời gian trôi qua và đủ số sao đã hình thành, điều đó có nghĩa là chúng ta sẽ cạn kiệt hydro và không thể hình thành sao nữa phải không? Hãy cùng tìm hiểu.
Không có gì trong Vũ trụ này tồn tại mãi mãi, bất kể nó có vẻ lớn, lớn hay bền bỉ đến đâu. Mỗi ngôi sao được sinh ra một ngày nào đó sẽ cạn kiệt nhiên liệu trong lõi và chết đi. Mọi thiên hà đang tích cực hình thành sao một ngày nào đó sẽ cạn kiệt vật liệu hình thành sao và ngừng hoạt động như vậy. Và mọi ánh sáng tỏa sáng một ngày nào đó sẽ nguội đi và chìm vào bóng tối. Nếu chúng ta chờ đợi đủ lâu, sẽ không có gì để nhìn, quan sát hay thậm chí lấy năng lượng từ đó; khi đạt đến trạng thái entropy cực đại, vũ trụ sẽ đạt được “cái chết nhiệt”, giai đoạn cuối cùng không thể tránh khỏi trong quá trình tiến hóa vũ trụ của chúng ta.
Nhưng chính xác thì điều đó có ý nghĩa gì đối với nguyên tử đơn giản nhất: hydro, nguyên tố phổ biến nhất trong Vũ trụ kể từ khi bắt đầu Vụ nổ lớn? Đó là điều Bill Thomson muốn biết, viết thư để hỏi:
“Tôi đọc ở đâu đó rằng cuối cùng toàn bộ hydro trong vũ trụ sẽ bị tiêu thụ và không còn có sẵn để cung cấp nhiên liệu cho các ngôi sao nữa. Có lẽ toàn bộ hydro sẽ được sử dụng hết trong lò nung của hàng nghìn tỷ ngôi sao. Bạn có nghĩ rằng điều này là có thể?"
Điều đó có thể xảy ra, nhưng liệu điều đó có xảy ra hay không vẫn còn là vấn đề cần tranh luận và giải thích. Đây là câu chuyện - quá khứ, hiện tại và tương lai - về những yếu tố đơn giản nhất, phổ biến nhất.
Trong Vũ trụ sơ khai, có vô số loại quark, lepton, phản quark và phản pton thuộc mọi loài. Chỉ sau một phần rất nhỏ của một giây trôi qua kể từ Vụ nổ lớn nóng bỏng, hầu hết các cặp vật chất-phản vật chất này đều hủy nhau, để lại một lượng vật chất rất nhỏ so với phản vật chất. Làm thế nào sự dư thừa đó xảy ra là một câu đố được gọi là sự hình thành bary và là một trong những vấn đề lớn nhất chưa được giải quyết trong vật lý hiện đại.
Tín dụng: E. Siegel/Ngoài thiên hà
Quá khứ
Nguyên tố phổ biến nhất trong Vũ trụ của chúng ta ngày nay là hydro, giống như hậu quả ngay sau Vụ nổ lớn nóng bỏng. Điều đáng chú ý là nó không nhất thiết phải diễn ra theo cách này; nếu mọi thứ chỉ khác đi một chút, thì chúng ta đã bắt đầu với một Vũ trụ thực tế không có hydro và trong đó heli là nguyên tố nhẹ nhất hiện có.
Lý do khiến mọi thứ diễn ra như hiện tại - nơi 92% nguyên tử (theo số lượng) và 75% thành phần nguyên tố (theo khối lượng) của Vũ trụ là hydro, ngay cả trước khi hình thành bất kỳ ngôi sao nào - là do bức xạ nội dung của Vũ trụ ngay sau Vụ nổ lớn.
Lý do không trực quan, nhưng ít nhất nó cũng đơn giản. Trong Vũ trụ sơ khai, ngay sau Vụ nổ lớn nóng bỏng, Vũ trụ bao gồm tất cả các hạt và phản hạt mà nó có thể tạo ra, vì có đủ năng lượng trong mọi va chạm của hai lượng tử để tự phát khiến các cặp hạt-phản hạt tồn tại. tất cả các loại thông qua E = mc² của Einstein. Chỉ khi Vũ trụ giãn nở và nguội đi, đồng thời năng lượng trên mỗi lượng tử tương ứng giảm xuống, thì các hạt (và phản hạt) nặng hơn, không ổn định mới bị hủy diệt và/hoặc phân rã đi.
Vào thời kỳ đầu, neutron và proton (trái) chuyển đổi tự do nhờ các electron, positron, neutrino và phản neutrino mang năng lượng cao và tồn tại với số lượng bằng nhau (trên cùng ở giữa). Ở nhiệt độ thấp hơn, các va chạm vẫn có đủ năng lượng để biến neutron thành proton, nhưng ngày càng ít có thể biến proton thành neutron, khiến chúng chỉ còn là proton (phía dưới ở giữa). Sau khi tương tác yếu tách rời, Vũ trụ không còn được chia theo tỷ lệ 50/50 giữa proton và neutron mà giống như 85/15 hơn. Sau 3-4 phút nữa, sự phân rã phóng xạ tiếp tục làm thay đổi cán cân theo hướng có lợi cho proton.
Tín dụng: E. Siegel/Ngoài thiên hà
Cuối cùng, vài micro giây sau khi Vụ nổ lớn nóng bắt đầu, các quark và gluon chuyển từ plasma sang các trạng thái liên kết: chủ yếu là proton và neutron.
, cùng tồn tại theo tỉ lệ 50/50. Tỷ lệ proton/neutron vẫn ở mức phân chia 50/50 trong khoảng vài phần mười giây trong Vũ trụ của chúng ta, khi các proton và neutron chuyển đổi lẫn nhau với tốc độ bằng nhau, với các proton và electron hợp nhất để trở thành neutron và neutrino (và ngược lại), và các proton và phản neutrino hợp nhất để trở thành neutron và positron (và ngược lại).
Nhưng sau đó, ba quá trình cạnh tranh, tranh giành quyền thống trị, với người chiến thắng phụ thuộc vào các điều kiện trong Vũ trụ của chúng ta.
Năng lượng trên mỗi hạt giảm xuống đủ thấp, khi Vũ trụ giãn nở, sao cho các neutron tương tác với positron hoặc neutrino có đủ năng lượng để chuyển đổi thành proton, nhưng chỉ một phần proton tương tác với electron hoặc phản neutrino có đủ năng lượng để chuyển đổi thành neutron.
Các neutron tự do, không ổn định với chu kỳ bán rã khoảng 10 phút, phân rã phóng xạ thành các proton (cộng với một electron và một phản neutrino).
Phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra giữa các proton và neutron, tạo thành một chuỗi nhanh chóng dẫn đến sự hình thành helium-4: với hai proton và hai neutron trong hạt nhân của nó.
Ngay từ đầu chỉ với các proton và neutron, Vũ trụ hình thành helium-4 một cách nhanh chóng, với một lượng nhỏ deuterium, helium-3 và lithium-7 còn sót lại. Cho đến khi có kết quả mới nhất từ sự hợp tác LUNA, bước 2a, trong đó deuterium và proton hợp nhất thành helium-3, có độ không chắc chắn lớn nhất. Sự không chắc chắn đó hiện đã giảm xuống chỉ còn 1,6%, cho phép đưa ra những kết luận cực kỳ chắc chắn.
Nhà cung cấp hình ảnh: E. Siegel/Ngoài thiên hà (L); Nhóm khoa học NASA/WMAP (R)
Có lẽ đáng ngạc nhiên là chỉ có một yếu tố chính quyết định độ phong phú nguyên tố sẽ diễn ra ngay trước khi hình thành bất kỳ ngôi sao nào: tỷ lệ giữa photon và baryon (tức là proton và neutron kết hợp) ở giai đoạn này. Nếu chỉ có một vài photon cho mỗi baryon, thì yếu tố thứ ba đó - phản ứng tổng hợp hạt nhân giữa proton và neutron - sẽ diễn ra rất sớm và rất nhanh, mang lại cho bạn một Vũ trụ có các nguyên tử được tạo thành từ ~100% helium (hoặc nặng hơn) và ~ 0% hydro. Tương tự, nếu có quá nhiều photon trên mỗi baryon (chẳng hạn như 1020 hoặc nhiều hơn), thì yếu tố phân rã neutron thứ hai chiếm ưu thế và Vũ trụ sẽ hầu như chỉ có hydro trước khi phản ứng tổng hợp hạt nhân có thể xảy ra ổn định; quá nhiều photon sẽ làm nổ tung bước mong manh đầu tiên trong phản ứng tổng hợp hạt nhân (deuterium).
Nhưng trong Vũ trụ của chúng ta, nơi chúng ta chỉ có hơn một tỷ (109) photon trên mỗi baryon, cả ba quá trình đều quan trọng. Sự chuyển đổi lẫn nhau neutron-proton tăng dần khi Vũ trụ nguội đi, dẫn đến số proton nhiều hơn số neutron khoảng 5:1 sau vài giây. Sau đó, quá trình đó trở nên kém hiệu quả và neutron phân rã trong khoảng 3,5 phút tiếp theo, dẫn đến tỷ lệ proton-neutron vào khoảng 7:1. Cuối cùng, phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra và điều đó mang lại cho chúng ta một Vũ trụ có khoảng 75% hydro và 25% helium-4 theo khối lượng, hoặc 92% hydro và 8% helium theo số lượng nguyên tử. Phần đó tồn tại hàng triệu năm cho đến khi những ngôi sao đầu tiên bắt đầu hình thành.
Sự phong phú tương đối của các nguyên tố trong Hệ Mặt trời đã được đo lường tổng thể, với hydro và heli là những nguyên tố phổ biến nhất, tiếp theo là oxy, carbon và nhiều nguyên tố khác. Tuy nhiên, thành phần của các vật thể dày đặc nhất, giống như các hành tinh trên mặt đất, bị lệch thành một tập hợp con rất khác nhau của các nguyên tố này. Nhìn chung, khoảng ~90% nguyên tử trong Vũ trụ, tính theo số lượng, vẫn là hydro, thậm chí sau hơn 13 tỷ năm hình thành sao.
Tín dụng: 28bytes/Wikipedia tiếng Anh
Hiện tại
Hiện tại đã được 13,8 tỷ năm kể từ Vụ nổ lớn và Vũ trụ quan sát được của chúng ta đã giãn nở và nguội đi trong suốt thời gian đó. Nó cũng bị hấp dẫn, và những khối hấp dẫn dày đặc nhất đã phát triển thành những cấu trúc khổng lồ, giàu sao và thiên hà. Như đã nói, nếu chúng ta tổng hợp số lượng sao được hình thành trong Vũ trụ quan sát được của chúng ta trong thời gian đó, thì sẽ lên tới vài sextillion và tất cả phản ứng tổng hợp hạt nhân xảy ra đã làm thay đổi cân bằng nguyên tử trong Vũ trụ của chúng ta khá nhiều. Tính theo khối lượng, ngày nay, Vũ trụ của chúng ta hiện có khối lượng xấp xỉ:
70% hydro,
28% khí heli,
1% oxy,
0,4% cacbon,
và khoảng 0,6% mọi thứ khác cộng lại, dẫn đầu là neon, sau đó là sắt, nitơ, silicon, magie và lưu huỳnh.
Tuy nhiên, xét theo số lượng, hydro vẫn chiếm ưu thế, vẫn chiếm khoảng 90% tổng số nguyên tử trong Vũ trụ. Bất chấp tất cả sự hình thành sao đã xảy ra - và có một lượng rất lớn - gần như tất cả các nguyên tử trong Vũ trụ vẫn chỉ là hydro cũ, chỉ có một proton cho hạt nhân của nó.
Tốc độ hình thành sao trong Vũ trụ là một hàm của dịch chuyển đỏ, bản thân nó là một hàm của thời gian vũ trụ. Tỷ lệ tổng thể, (trái) được rút ra từ cả quan sát tia cực tím và hồng ngoại, và nhất quán đáng kể theo thời gian và không gian. Lưu ý rằng sự hình thành sao ngày nay chỉ bằng một vài phần trăm so với thời kỳ đỉnh cao (từ 3-5%) và phần lớn các sao được hình thành trong ~5 tỷ năm đầu tiên của thế kỷ chúng ta lịch sử thẩm thấu. Tối đa chỉ có khoảng ~15% tổng số sao được hình thành trong 4,6 tỷ năm qua.
Nhà cung cấp dịch vụ: P. Madau & M. Dickinson, 2014, ARAA
Do đó, bạn có thể nghĩ rằng chúng ta còn một chặng đường dài phía trước trước khi Vũ trụ cạn kiệt hydro. Nhưng có một mảnh ghép khác cho thấy có lẽ “hết nguyên tử hydro” không phải là vấn đề mà chúng ta có thể trực giác được: lịch sử hình thành sao của Vũ trụ. Ở đây, trong Dải Ngân hà, một trong hàng nghìn tỷ thiên hà trong Vũ trụ có thể quan sát được, chúng ta đang hình thành những ngôi sao mới có khối lượng bằng khoảng 0,7 khối lượng mặt trời mỗi năm: một lượng rất nhỏ. Nó không đặc biệt nhỏ bé so với một thiên hà điển hình; dựa trên khối lượng, hàm lượng khí của Dải Ngân hà và độ gần của các thiên hà gần đó, tốc độ hình thành sao của nó phù hợp với những gì các thiên hà điển hình trong Vũ trụ của chúng ta đang thực hiện tại thời điểm này: 13,8 tỷ năm sau Vụ nổ lớn.
Nhưng đây chỉ là một lượng nhỏ sự hình thành sao so với những gì Vũ trụ đang thực hiện hàng tỷ năm trước. Trên thực tế, tốc độ hình thành sao hiện nay nhìn chung chỉ bằng 3-5% so với thời kỳ đỉnh cao khoảng 11 tỷ năm trước. Sự hình thành sao đạt tốc độ tối đa vào thời điểm đó và giảm dần kể từ đó. Không có dấu hiệu nào cho thấy mức giảm này sẽ sớm dừng lại; Theo những gì chúng tôi có thể biết - mặc dù sẽ có những đợt bùng nổ hình thành sao mới cục bộ, kể cả ngay tại đây, khi Dải Ngân hà và Andromeda hợp nhất vào khoảng 4 tỷ năm trong tương lai - tốc độ hình thành sao sẽ tiếp tục giảm ngày càng nhiều khi thời gian vẫn tiếp tục.
Một loạt ảnh tĩnh hiển thị hình ảnh trực quan về sự hợp nhất Dải Ngân hà-Andromeda và bầu trời sẽ trông khác với Trái đất như thế nào khi nó xảy ra. Sự hợp nhất này sẽ bắt đầu xảy ra khoảng 4 tỷ năm trong tương lai, với sự bùng nổ hình thành sao khổng lồ dẫn đến một thiên hà cạn kiệt, nghèo khí, tiến hóa hơn ~ 7 tỷ năm nữa kể từ bây giờ. Bất chấp quy mô và số lượng ngôi sao khổng lồ có liên quan, chỉ có khoảng 1 trong 100 tỷ ngôi sao sẽ va chạm hoặc hợp nhất trong sự kiện này. Dạng cuối cùng của thiên hà, mặc dù được minh họa ở đây, có nhiều khả năng là một thiên hà giàu khí, có đĩa hơn là thiên hà hình elip được hiển thị, vì chỉ một tỷ lệ nhỏ các vụ sáp nhập lớn dẫn đến một khí đỏ và chết. -trạng thái cuối cùng hình elip tự do.
Tín dụng: NASA; ESA; Z. Levay và R. van der Marel, STScI; T. Hallas và A. Mellinger
Một phần lý do cho sự suy giảm này là khi các thiên hà tiến hóa, chúng thực hiện những việc như:
trải qua các đợt hình thành sao,
tốc độ thông qua môi trường nội bộ nhóm và nội bộ cụm,
và trải nghiệm sự tương tác thủy triều từ các thiên hà lân cận,
đó đều là ví dụ về các sự kiện khiến khí bị loại bỏ hoặc bị đẩy ra khỏi thiên hà chủ. Nhiều thiên hà tồn tại ở trung tâm của các cụm thiên hà giàu có đã ở trạng thái mà chúng ta gọi là “đỏ và chết”, không phải vì khuynh hướng thiên văn nào đó nhằm tuyên truyền chống cộng mà vì không có đủ khí để hình thành các thế hệ sao mới, -Những ngôi sao màu xanh lam có khối lượng ngắn, tồn tại trong thời gian ngắn sẽ chết đi, chỉ còn lại những ngôi sao có khối lượng thấp hơn, tồn tại lâu hơn, độ sáng thấp hơn, màu đỏ hơn.
Trong một thiên hà giống như thiên hà của chúng ta, nơi chúng ta đủ may mắn để sống tương đối cô lập và vẫn giàu khí, những vụ sáp nhập trong tương lai sẽ dẫn đến những giai đoạn hình thành sao mới, từ đó sẽ đẩy một phần đáng kể năng lượng của thiên hà chúng ta ra ngoài. khí vào không gian giữa các thiên hà: vượt ra ngoài lực hấp dẫn của Nhóm Địa phương của chúng ta. Chúng ta sẽ kết thúc ở trạng thái cạn kiệt khí, nhưng mặc dù tốc độ hình thành sao sẽ giảm nhưng nó sẽ không dừng lại hoàn toàn. Chúng ta sẽ thấy sự hình thành sao mới đang diễn ra không chỉ trong hàng tỷ năm tới mà còn trong nhiều nghìn tỷ năm nữa. Tuy nhiên, câu hỏi mở lớn là về tổng thể, sự hình thành sao vẫn còn bao nhiêu.
Thiên hà NGC 2775, được hiển thị ở đây, hiển thị một trong những ví dụ nổi tiếng nhất về các cánh tay xoắn ốc kết tụ, trong đó các cánh tay bị quấn nhiều lần ở vùng ngoại ô của thiên hà này. Mặc dù có nhiều điểm tương đồng về mặt hình ảnh giữa một hình xoắn ốc trực diện như thế này và một hệ thống tiền sao đang hình thành, hoàn chỉnh với một đĩa xung quanh đầy rẫy những điểm không hoàn hảo, nhưng những điểm tương đồng về hình ảnh là không đủ để xác nhận bản chất của một vật thể.
Nhà cung cấp hình ảnh: ESA/Hubble & NASA, J. Lee và Nhóm PHANGS-HST; Lời cảm ơn: Judy Schmidt (Geckzilla)
Tương lai
Một trong những nhận thức quan trọng của thiên văn học trong những thập kỷ gần đây là việc hình thành sao thực sự kém hiệu quả đến mức nào trong việc tiêu thụ và sử dụng hết khí hydro. Nếu bạn bắt đầu với một đám mây khí phân tử khổng lồ và nó co lại để tạo thành một số lượng lớn các ngôi sao mới - chẳng hạn như hàng trăm, hàng nghìn hoặc thậm chí số lượng sao lớn hơn - thì hóa ra chỉ có khoảng 5-10% lượng khí biến mất. vào những ngôi sao mới sinh. 90-95% còn lại bị thổi nhẹ trở lại môi trường giữa các vì sao nhờ sự kết hợp giữa bức xạ và gió sao, nơi cuối cùng nó có thể tham gia vào các thế hệ hình thành sao trong tương lai.
Ngoài ra, trong khi hầu hết các sao hình thành theo số lượng sẽ là sao lùn đỏ có khối lượng thấp và tồn tại lâu.
sẽ đối lưu hoàn toàn và cuối cùng kết hợp toàn bộ hydro của chúng thành heli, hầu hết các ngôi sao hình thành theo khối lượng sẽ không làm như vậy; chúng sẽ chỉ tổng hợp hydro trong lõi của chúng thành heli hoặc các nguyên tố nặng hơn. Các lớp bên ngoài, cho dù ngôi sao chết một cách dữ dội trong siêu tân tinh hay yên bình trong tinh vân hành tinh, sẽ bị đẩy ra ngoài và một lần nữa quay trở lại môi trường giữa các vì sao. Khi nói đến cái chết của các ngôi sao giống Mặt trời, phần lớn hydro tạo nên các lớp bên ngoài của chúng sẽ quay trở lại không gian, nơi chúng sẽ có tiềm năng hình thành sao một lần nữa.
Khi Mặt trời của chúng ta cạn kiệt nhiên liệu, nó sẽ trở thành sao khổng lồ đỏ, theo sau là tinh vân hành tinh với sao lùn trắng ở trung tâm. Tinh vân Mắt Mèo là một ví dụ trực quan ngoạn mục về số phận tiềm năng này, với hình dạng phức tạp, nhiều lớp, không đối xứng của tinh vân đặc biệt này gợi ý một cặp đôi đồng hành. Ở trung tâm, một sao lùn trắng trẻ nóng lên khi nó co lại, đạt nhiệt độ nóng hơn hàng chục nghìn Kelvin so với bề mặt của sao khổng lồ đỏ đã sinh ra nó. Lớp khí bên ngoài chủ yếu là hydro, được đưa trở lại môi trường giữa các vì sao khi một ngôi sao giống Mặt trời kết thúc vòng đời.
Nhà cung cấp hình ảnh: Kính viễn vọng Quang học Bắc Âu và Romano Corradi (Nhóm Kính thiên văn Isaac Newton, Tây Ban Nha)
Nói cách khác, có thể việc tiêu thụ hydro bởi các quá trình tổng hợp hạt nhân sẽ không chấm dứt quá trình hình thành sao; Theo hầu hết các mô phỏng và tính toán mà chúng ta có thể thực hiện, phần lớn các nguyên tử trong Vũ trụ đã và sẽ luôn là các nguyên tử hydro đơn giản. Tốc độ hình thành sao sẽ giảm, nhưng miễn là các thiên hà duy trì đủ lượng khí hydro thì khi lực hấp dẫn xảy ra thành những cụm đủ lớn, các sao mới vẫn có thể hình thành. Điều này có thể không tạo ra một số lượng lớn các ngôi sao mới so với những ngôi sao đã được hình thành, nhưng quá trình hình thành sao sẽ tồn tại ít nhất 100 nghìn tỷ năm nữa trong tương lai.
Nhưng điều sẽ xảy ra, đặc biệt là khi đủ thời gian trôi qua, là các tương tác hấp dẫn sẽ đẩy mọi loại vật chất – sao, hành tinh, và thậm chí cả các nguyên tử và hạt riêng lẻ – ra khỏi thiên hà chủ của chúng. Bất cứ khi nào bạn có tương tác hấp dẫn giữa nhiều vật thể có khối lượng khác nhau trong môi trường dày đặc, những vật thể có khối lượng lớn hơn, dày đặc hơn có xu hướng chìm vào tâm, trong khi những vật thể có khối lượng nhỏ hơn, mật độ thấp hơn có xu hướng bị đẩy ra ngoài. Trong khoảng thời gian triệu triệu năm trở lên, quá trình này sẽ chiếm ưu thế, đẩy ra bất kỳ lượng khí còn sót lại nào từ các thiên hà có thể còn sót lại.
Khi một số lượng lớn tương tác hấp dẫn giữa các hệ sao xảy ra, một ngôi sao có thể nhận một lực đủ lớn để bị đẩy ra khỏi bất kỳ cấu trúc nào mà nó là một phần. Ngày nay chúng ta vẫn quan sát thấy những ngôi sao chạy trốn trong Dải Ngân hà; một khi họ đã ra đi, họ sẽ không bao giờ quay trở lại. Người ta ước tính điều này sẽ xảy ra với Mặt trời của chúng ta vào một thời điểm nào đó trong khoảng từ 10^17 đến 10^19 năm kể từ bây giờ, với lựa chọn thứ hai có nhiều khả năng xảy ra hơn và với nhiều vật thể có khối lượng thấp, bao gồm cả các nguyên tử hydro, cuối cùng cũng phải chịu số phận này.
Nhà cung cấp hình ảnh: J. Walsh và Z. Levay, ESA/NASA
Trong tương lai rất lâu nữa, sẽ không còn những giai đoạn hình thành sao mới để mang lại những nguồn ánh sáng mới tồn tại nữa. Tất cả những gì chúng ta phải dựa vào là sự hợp nhất ngẫu nhiên, không thường xuyên của các sao lùn nâu - những ngôi sao thất bại có khối lượng dưới 0,075 mặt trời - vượt qua ngưỡng khối lượng tới hạn đó để bắt đầu phản ứng tổng hợp hạt nhân và mang lại những ngôi sao mới cho sự sống. Những sự kiện này sẽ rất hiếm nhưng sẽ tạo điều kiện cho một số ít ngôi sao mới, trong đó hydro được chuyển đổi thành heli trong lõi của chúng, hình thành cho đến khi Vũ trụ khoảng 1021 năm tuổi. Ngoài thời điểm đó, lực hấp dẫn sẽ trở nên đủ hiệu quả để chỉ còn lại các xác sao trong bất kỳ thiên hà còn sót lại nào, bao gồm cả thiên hà của chúng ta.
Nhưng ngay cả khi kết thúc tất cả những điều này, vô số năm sau trong tương lai, chúng ta vẫn có thể vẽ một quả cầu tưởng tượng xung quanh những gì tạo nên Vũ trụ hữu hình của chúng ta ngày nay và đếm các nguyên tử bên trong. Nếu làm vậy, chúng ta sẽ thấy rằng ở đâu đó khoảng 85-88% số nguyên tử đó vẫn là nguyên tử hydro theo số lượng, chỉ là hầu hết chúng sẽ được tìm thấy ở độ sâu của không gian trống rỗng, giữa các thiên hà, quá thưa thớt và quá cô lập đến mức chưa từng có. lại hình thành các ngôi sao. Vũ trụ một ngày nào đó có thể trở nên lạnh lẽo, trống rỗng, tối tăm và không có sao, nhưng sẽ không phải vì thiếu hydro!
