První generace hvězd ve vesmíru mohla po jejich smrti produkovat značné množství vody, jen 100 milionů až 200 milionů let po Velkém třesku.
Podpisy vody byly dříve pozorovány asi 780 milionů let po Velkém třesku. Ale nyní počítačové simulace naznačují, že tato základní podmínka pro život existoval daleko dříve, než si mysleli astronomovéVědci hlásí 3. března Astronomie přírody.
„Překvapení bylo, že všechny ingredience pro život byly na místě v hustých cloudových jádrech (zbylé po hvězdných úmrtích) tak brzy po velkém třesku,“ říká astrofyzik Daniel Whalen z University of Portsmouth v Anglii.
Voda dnes může být běžný. Ale na začátku, zhruba před 13,8 miliardami let, byl vesmír v podstatě jen vodík, helium a trochu lithia. Zbytek trvalo hvězdy. Některé prvky střední váhy, jako je uhlík a kyslík, jsou ve stárnutí fúzovány uvnitř hvězd. Ostatní jsou padělané ve hvězdných úmrtích, například Výbušné supernovy nebo násilné fúze neutronových hvězd. Pro složitější molekuly se však vytvářejí ve významném množství, jsou zapotřebí relativně husté a chladné podmínky, v ideálním případě méně než několik tisíc stupňů Celsia.
„Voda je docela křehká molekula,“ říká Astronomer Volker Bromm z Texasu University v Austinu, který nebyl zapojen do nového výzkumu. „Takže úlovek je, máme podmínky, které jej mohou vytvořit (velmi brzy ve vesmíru)?“
Abychom zjistili, zda by v kojeneckém vesmíru mohla být voda, Whalen a jeho kolegové provozovali počítačové simulace životů a úmrtí dvou Hvězdy první generace. Protože astronomové si myslí, že rané hvězdy byly mnohem větší a měly kratší životnost než moderní hvězdy, tým simuloval jednu hvězdu s 13násobkem hmoty Slunce a další 200násobkem sluneční mše. Na konci jejich krátkých životů tyto monstruové explodovaly jako supernovy a vyhodily sprchu prvků, včetně kyslíku a vodíku.
Simulace ukázaly, že když se expandovaná a ochlazená hmota vypuštěná supernovy rozšiřovala, kyslík reagoval s vodíkem a dihydrogenem nebo dvěma spojenými atomy vodíku, aby se vodní pára v rostoucích úlomcích halos.
Tento chemický proces probíhal pomalu, protože hustota atomů ve vnějších oblastech rozšiřujících se výbuchů supernovy byla nízká. Tato nízká hustota znamená, že bylo nepravděpodobné, že by se dva prvky setkaly a připojily se k krátkým časovým listům.
Ale po několika milionech let – nebo desítky milionů let v případě menší hvězdy – zaprášená centrální jádra zbytků Supernovy dostatečně ochladila, aby se vytvořila voda. Voda se tam začala rychle shromažďovat, protože hustoty byly dostatečně vysoké, aby se atomy splnily.
„(Voda) koncentrace v hustých strukturách, že pro mě je měnič her,“ říká Whalen. „Celková celková hmotnost vody se vytváří, není to tak moc.“ Ale to se opravdu soustředí v hustých jádrech a hustá jádra jsou nejzajímavější struktury zbytku, protože tam se mohou tvořit nové hvězdy a planety. “
Na konci simulací vytvořila menší supernova hmotnost vody ekvivalentní třetině celkové hmoty Země, zatímco větší vytvořil dostatek vody na 330 zemí. V zásadě Whalen říká, že pokud by se planeta vytvořila v jádru zbytku z větší supernovy, mohlo by to být vodní svět jako náš vlastní.
„Zdá se, že existuje náznak, že vesmír jako celek mohl být obyvatelný, pokud se vám líbí, už docela brzy,“ říká Bromm. Ale voda vás nedostane až k životu, dodává. „Pak začnete klást otázku (jak brzy) můžete kombinovat uhlík s vodíkem, abyste získali molekuly života?“
Zdrojový odkaz
