¿Cuál es la conexión entre la evolución del universo y la producción de sustancias químicas?

Como una de las ciencias naturales, la química ha estado estudiando los complejos cambios y combinaciones de electrones de baja energía y diversas moléculas de elementos que componen el mundo en el que vivimos. Es una de las principales formas para nosotros. para comprender y transformar este mundo material. El universo está compuesto de innumerables tipos de materia. Al analizar la composición química de varias estrellas, los científicos pueden encontrar las reglas de distribución de elementos y comprender información sobre la composición de la materia en el espacio interestelar. Por ejemplo, los núcleos calientes dentro de las estrellas y las poderosas supernovas, todos estos objetos en el universo parecen estar muy lejos de la química. Pero, de hecho, están fundamentalmente conectados. La química y la astronomía se compenetran para proporcionar datos experimentales sobre la evolución del universo, que a su vez va acompañada de la producción de sustancias químicas.

El tiempo de formación de los elementos químicos y la composición del universo

El tiempo de formación de estos elementos en la química comenzó hace unos 14 mil millones de años, es decir, en los primeros días del Gran explosión. En ese momento, la materia ordinaria del universo era una mezcla de un 75 por ciento de protones (es decir, núcleos de hidrógeno) y un 25 por ciento de núcleos de helio, junto con electrones que irradiaban libremente y que, después de unos cientos de miles de años, comenzaron a combinarse formando átomos. Esencialmente, la historia de la formación de elementos se puede dividir en dos fases principales: una que terminó después de los primeros 20 minutos del Big Bang y la otra que comenzó con la formación de las primeras estrellas hace 1.300 millones de años y continúa hasta el día de hoy; . Después del primer tercio de hora, el universo en expansión se enfrió por debajo del punto donde podría operar la fusión nuclear, lo que significa que la evolución de la materia a medida que se formaron las estrellas no volvería a ocurrir hasta millones de años después. El proceso de multiplicación de elementos más pesados ​​que el helio puede ocurrir. comenzar.

Una estrella pasa por una serie de etapas durante su ciclo de vida en las que reacciones de fusión forman helio y otros elementos en la región central de la estrella. Al mismo tiempo, la energía proporcionada por la reacción de fusión crea la presión necesaria para que la estrella resista la gravedad. El viento gaseoso que escapa de la estrella dispersará parte del material procesado en el espacio de forma relativamente suave, pero las supernovas lo esparcirán violentamente. Otra existencia en el universo es la materia oscura con propiedades desconocidas, pero hay mucha evidencia de que no puede ser materia bariónica, es decir, protones y neutrones. Uno de los modelos más populares es que la materia oscura se compone principalmente de partículas exóticas formadas una hora después del nacimiento del universo. Tales partículas requerirían una extensión del llamado Modelo Estándar de física de partículas elementales y podrían ser partículas masivas que interactúan débilmente (WIMP), ejes o neutrinos estériles.

La evolución de las estrellas va acompañada de la formación de elementos químicos

Por supuesto, también se forman constantemente nuevos elementos químicos durante los distintos procesos de evolución del universo. A medida que el gas interestelar e intergaláctico continúa enriqueciéndose en vastas extensiones de espacio y tiempo, los elementos químicos del universo también se vuelven cada vez más abundantes. Posteriormente se formaron estrellas a partir de gas interestelar rico en elementos pesados. Nuestro sol, nuestro sistema solar e incluso la existencia de vida en la Tierra son el resultado directo de esta larga cadena de nacimientos, muertes y renacimientos de estrellas. De esta manera, se descubrió que la evolución de la materia, las estrellas y las galaxias están indisolublemente ligadas en la astronomía y la química. De esta manera, los científicos finalmente desentrañaron cómo se produce el enriquecimiento químico de los vientos estelares y las supernovas en la Vía Láctea y el funcionamiento entre galaxias.

Las estrellas brillan debido a reacciones nucleares profundas en su interior, y cuando el suministro de energía nuclear de la estrella se agota, la estrella forma su estado final, que depende de su masa. Las estrellas no se forman de forma aislada, incluso pueden ser cúmulos compuestos por miles de miembros. Por lo tanto, la mayoría de las estrellas jóvenes aparecen ante nosotros en forma de cúmulos de estrellas. Los rayos X de las estrellas jóvenes serán más fuertes que los rayos X. de estrellas de mediana edad como el sol. Los cúmulos de estrellas jóvenes se caracterizan por tener formas irregulares y, por eso, se denominan cúmulos dispersos para distinguirlos de los cúmulos globulares y otros cúmulos de estrellas muy antiguos. Las estrellas ordinarias de mediana edad, como nuestro sol, tienen atmósferas exteriores calientes o rocas volcánicas que emiten rayos X.

Los científicos han demostrado que las observaciones de rayos X son un método de trazado útil, utilizado principalmente para estudiar cómo la edad, la rotación y el tipo de estrellas afectan el calentamiento turbulento cerca de la superficie de la estrella, y cómo la actividad de difusión de la estrella. cambia a medida que la estrella evoluciona. Si las estrellas están en un sistema binario cerrado, su evolución cambia dramáticamente y estos cambios dependen de la distancia entre las estrellas y su tamaño. Algunas de las fuentes de rayos X más potentes de la Vía Láctea son sistemas estelares binarios estrechos que contienen estrellas de neutrones y agujeros negros.

Las estrellas en colapso inevitablemente producen estrellas densas en colapso al final de sus vidas, también conocidas como enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros, y nuevamente, las condiciones suelen ser violentas debido a la fuerte gravedad.

Métodos de enriquecimiento químico intergaláctico y galáctico

Utilizando las imágenes de Chandra y los espectros de los restos de supernovas individuales, los científicos han descubierto que son ricos en oxígeno, silicio, azufre, calcio y gas hierro. nubes de elementos y rastrearon la velocidad a la que esos elementos fueron expulsados ​​en la explosión. Por ejemplo, las observaciones de la imagen Chandra del remanente de supernova Cas A revelaron la presencia de eyecciones ricas en hierro además de eyecciones ricas en silicio, lo que sugiere que la mezcla turbulenta y las explosiones no esféricas habrían empujado la mayor parte del interior de la estrella original. se transforma en el exterior. En observaciones similares de N49, el remanente de supernova mostró una nube en forma de bala rica en neón, silicio y azufre, expulsada al gas natural circundante a 5 millones de millas por hora. Las observaciones de las líneas de emisión con desplazamiento Doppler, ya sea de Cas A u otros remanentes de supernova, proporcionan información tridimensional sobre la distribución y la velocidad de las eyecciones de supernova, lo que ayudará a limitar los modelos de explosión.

A otra escala, mayor, los científicos observaron objetos en estallidos de formación de galaxias y descubrieron que grandes áreas de estas galaxias se enriquecieron por la acción combinada de miles de supernovas. El sistema de galaxias Tentáculo fue creado por la colisión de dos galaxias, lo que provocó un estallido de formación estelar y, millones de años después, miles de supernovas que calentaron y enriquecieron las nubes de gas en escalas de tiempo de miles de años luz. Por otro lado, el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia es un factor accidental en la distribución de elementos pesados ​​por toda la galaxia. El gas que gira hacia el agujero negro se sobrecalentará y formará vientos de gas que fluirán desde el agujero negro. Estos vientos de gas pueden incluso producir potentes campos electromagnéticos que impulsan la materia enriquecida hacia los confines de la galaxia e incluso más allá. Si una galaxia cae en un cúmulo de galaxias, el gas rico también será despojado de la galaxia, y la presión del gas caliente difuso en todo el cúmulo expulsará el gas de la galaxia al medio intergaláctico, donde el gas se volverá cada vez más más abundante.

A mayor escala, también se ha detectado oxígeno en filamentos entre galaxias a millones de años luz de distancia. Este oxígeno probablemente se produjo hace 10 mil millones de años en algunas de las supernovas que nacieron en la historia del universo. ¿Qué pasa si la tasa de supernovas es tan alta que el efecto combinado de muchas ondas de choque de supernova impulsa vientos galácticos que expulsan gas de la galaxia? Un ejemplo típico es la galaxia M82. Aunque los vientos galácticos como la galaxia M82 son raros hoy en día, hace miles de millones de años, cuando las galaxias aún eran jóvenes, la formación de estrellas era muy rápida debido a las frecuentes colisiones entre galaxias, son muy comunes. Por ejemplo, el "Muro del Escultor" es una colección de gas y galaxias que abarca decenas de millones de años luz. Contiene una gran cantidad de gas rico en oxígeno proveniente de los vientos galácticos y también se considera una enorme red de gases que se difunden térmicamente. . Una porción que contiene la mitad de la materia ordinaria del universo.