宇宙中最常見、對形成新恆星至關重要的元素是氫。但是它的數量畢竟是有限的，如果我們用完了怎麼辦呢？

這顆 Wolf-Rayet 星被稱為 WR 31a，位於大約 30，000 光年外的船底座。外層星雲被排出氫和氦，而中心恆星的燃燒溫度超過 100，000 K。在相對不久的將來，這顆恆星將爆炸成超新星，使周圍的星際介質富含新的重元素。除了質量最低的恆星外，當恆星核心的核聚變停止時，外層富含氫的恆星將被彈射回星際介質中。

要點

宇宙中最常見的元素，無論是數量還是質量，都是氫：這一事實在大爆炸之後立即成立，即使在今天仍然如此。

但是為恆星提供動力的主要核聚變過程是氫聚變成氦，以犧牲氫為代價來增加較重元素的丰度。

經過足夠長的時間並形成足夠多的恆星後，這是否意味著我們將耗盡氫，並且不可能再形成恆星？

這個宇宙中的任何事物都不會永遠存在，無論它看起來有多大、質量有多大或有多持久。每顆曾經誕生的恆星總有一天會耗盡其核心的燃料並死亡。每個正在積極形成恆星的星系總有一天會耗盡恆星形成物質並停止這樣做。每盞亮起的燈總有一天會變冷並變暗。如果我們等待的時間足夠長，將沒有任何東西可看、可觀察，甚至無法從中提取能量；當它達到最大熵狀態時，宇宙將實現“熱寂”，這是我們宇宙演化中不可避免的最後階段。

但是，對於所有原子中最簡單的原子：氫，自大爆炸開始以來宇宙中最常見的元素，這究竟意味著什麼呢？

宇宙中的所有氫氣最終都會被消耗掉，不再為恆星提供燃料。據推測，所有的氫都將在數萬億顆恆星的熔爐中耗盡。宇宙中的氫也可能被耗盡嗎？

這當然是可能的，但這是否會發生還有待討論和解釋。

大爆炸產生物質、反物質和輻射，在某個時候會產生更多的物質，從​​而形成了我們今天的宇宙。這種不對稱性是如何產生的，或者從沒有不對稱性開始的地方產生，仍然是一個懸而未決的問題，但我們可以確信，與反物質對應物相比，上下夸克的過量是質子和中子得以形成的原因首先在早期宇宙中。

過去

今天我們宇宙中最常見的元素是氫，就像在大爆炸之後的直接後果一樣。值得注意的是，它不必以這種方式出現；如果事情只是有些不同，我們就會從一個幾乎沒有氫的宇宙開始，而氦是可用的最輕元素。

事情變成這樣的原因是因為宇宙中 92% 的原子（按數量）和 75% 的元素成分（按質量）是氫，甚至在任何恆星形成都是由大爆炸後輻射的內容。

原因並不直觀，但至少是直截了當的。在非常遙遠的早期宇宙中，在大爆炸之後不久，宇宙由所有可能產生的粒子和反粒子組成，因為在兩個量子的每次碰撞中都有足夠的能量可以自發地產生粒子-反粒子對透過愛因斯坦的E = mc²所有型別。只有當宇宙膨脹和冷卻，相應的每量子能量下降時，較重的、不穩定的粒子（和反粒子）才會湮滅和/或衰變。

在早期，由於高能電子、正電子、中微子和反中微子，中子和質子 （L） 自由相互轉換，並且數量相等（上中）。在較低的溫度下，碰撞仍有足夠的能量將中子轉化為質子，但越來越少的能量可以將質子轉化為中子，從而使它們仍然是質子（中下）。在弱相互作用解耦之後，宇宙不再在質子和中子之間分裂 50/50，而更像是 85/15。再過 3-4 分鐘後，放射性衰變進一步使平衡向有利於質子的方向移動。

最終，在熱大爆炸開始幾微秒後，夸克和膠子從等離子體轉變為束縛態：主要是質子和中子，以大約 50/50 的比例共存。在我們的宇宙中，質子/中子比率保持在大約 50/50 的比例大約十分之幾秒，因為質子和中子以相同的速率相互轉換，質子和電子融合成為中子和中微子（反之亦然），質子和反中微子融合成為中子和正電子（反之亦然）。

但是隨後，三個過程相互競爭以此來爭奪主導地位，獲勝者取決於我們宇宙中的條件。

1。隨著宇宙膨脹，每粒子能量下降得足夠低，因此與正電子或中微子相互作用的中子有足夠的能量轉化為質子，但只有一小部分質子與電子或反中微子相互作用有足夠的能量轉化為質子中子。

2。自由中子不穩定，半衰期約為 10 分鐘，會放射性衰變成質子（加上一個電子和一個反中微子）。

3。核聚變發生在質子和中子之間，形成一條鏈，迅速導致氦 4 的形成：其原子核中有兩個質子和兩個中子。

宇宙中最輕的元素是在熱大爆炸的早期階段產生的，原始質子和中子融合在一起形成氫、氦、鋰和鈹的同位素。鈹都是不穩定的，在恆星形成之前，宇宙只剩下前三種元素。觀察到的元素比率使我們能夠透過比較重子密度與光子數密度來量化宇宙中物質-反物質的不對稱程度，並使我們得出結論，即只有約 5% 的宇宙總現代能量密度允許以正常物質的形式存在，重子與光子的比率，除了恆星的燃燒，一直基本保持不變。

令人驚訝的是，只有一個主要因素決定了任何恆星形成之前元素丰度的最終結果：即這一階段光子與重子（即質子和中子的總和）的比率。如果你擁有的每個重子只有幾個光子，那麼第三個因素——質子和中子之間的核聚變將非常早和非常迅速地進行，給你一個原子由約 100% 氦（或更重）構成的宇宙和 ~0% 的氫氣。同樣，如果每個重子有太多的光子（比如 10 20或更多），那麼中子衰變的第二個因素將佔主導地位，在核聚變穩定發生之前，宇宙幾乎完全是氫；太多的光子會炸開核聚變（氘）的第一個脆弱步驟。

但在我們的宇宙中，每個重子有超過十億 （10 9 ） 個光子，所有三個過程都很重要。隨著宇宙的冷卻，中子-質子相互轉化的比例逐漸降低，導致幾秒鐘後質子數量超過中子數量約 5：1。然後，該過程變得低效，中子在接下來的 3。5 分鐘左右衰變，導致質子與中子的比例約為 7：1。最後，核聚變發生了，這給了我們一個宇宙，其中約有 75% 的氫和 25% 的氦 - 4 質量，或 92% 的氫和 8% 的原子數量的氦。這部分會持續數百萬年，直到第一顆恆星開始形成。

對太陽系中元素的相對丰度進行了全面測量，氫和氦是最豐富的元素，其次是氧、碳和許多其他元素。然而，密度最大的天體的組成，如類地行星，往往是這些元素的一個截然不同的子集。總的來說，宇宙中大約 90% 的原子（按數量計算）仍然是氫，即使在恆星形成 13+ 億年後也是如此。

現在

大爆炸至今已有 138 億年，我們可觀測的宇宙一直在膨脹和冷卻。它也受到引力作用，最密集的引力團塊已經成長為巨大的結構，富含恆星和星系。總而言之，如果我們總結那段時間在我們可觀測宇宙中形成的恆星數量，結果是幾十億顆，並且發生的所有核聚變已經使我們宇宙中的原子平衡發生了相當大的變化。按質量計算，今天，我們的宇宙元素比例現在大約是：

70%氫氣

28% 氦氣

1% 氧氣

0。4% 碳

以及大約 0。6% 的其他所有物質，以氖為首，然後是鐵、氮、矽、鎂和硫。

從數量上看，氫仍然占主導地位，仍然佔宇宙中所有原子的大約 90%。儘管大部分都已經形成了恆星，但宇宙中幾乎所有的原子仍然是普通的舊氫，只有一個質子作為它的原子核。

宇宙中的恆星形成率是紅移的函式，而紅移本身就是宇宙時間的函式。左側的總體速率來自紫外線和紅外線觀測，並且在時間和空間上非常一致。請注意，今天的恆星形成僅是其鼎盛時期的百分之幾。

因此，你可能會認為，在宇宙耗盡氫之前，我們還有很長很長的路要走。但這個謎題的另一部分表明，也許“氫原子耗盡”並不是我們憑直覺就能想到的問題：宇宙的恆星形成歷史。在銀河系，可觀測宇宙中數萬億個星系之一，我們每年形成大約 0。7 個太陽質量的新恆星：一個微不足道的數量。與典型的星系相比，它並不是特別微不足道；根據銀河系的質量、氣體含量和附近星系的距離，它的恆星形成率與我們宇宙中典型星系此時此刻正在做的事情一致：大爆炸後 138 億年。

但與數十億年前的宇宙相比，這只是微不足道的恆星形成。事實上，總體而言，目前的恆星形成率僅為大約 110 億年前峰值時的 3-5%。恆星形成的速度在那時達到了最大值，此後一直在穩步下降。也沒有跡象表明這種下降會很快停止。據我們所知——儘管在未來大約 40 億年銀河系和仙女座星系合併時會出現區域性的新恆星形成爆發，包括現在這裡——恆星形成率應該會繼續下降得越來越遠時間在繼續。

一系列照片展示銀河系與仙女座星系合併的劇照，以及發生時天空與地球的不同之處。這種合併將在未來大約 40 億年後開始發生，恆星形成的巨大爆發將導致大約 70 億年後形成一個耗盡、貧氣、更加進化的星系。儘管涉及的恆星規模和數量巨大，但在此事件中只有大約千億分之一的恆星會發生碰撞或合併。

這種減少的部分原因是隨著星系的演化，它們會做如下事情：

經歷恆星形成的爆發

透過組內和叢集內介質的速度

體驗來自銀河系鄰居的潮汐相互作用

這些都是導致氣體從宿主星系中剝離或噴出的事件的例子。許多存在於豐富星系團中心的星系已經是我們所說的“紅色和死亡”，這不是因為某些天文學上的反共宣傳傾向，而是因為沒有足夠的氣體來形成新一代恆星，高-質量較短、壽命較短的藍色恆星逐漸消亡，只留下質量較低、壽命較長、亮度較低、顏色較紅的恆星。

在像我們這樣的星系中，我們幸運地生活在相對孤立的環境中，並且仍然富含氣體，未來的合併將導致恆星形成的重大新事件，這反過來又會丟擲我們銀河系的大部分氣體進入星際空間：超出我們本地集團的引力。我們最終會處於氣體耗盡的狀態，但即使恆星形成的速度會下降，它也不應該完全停止。我們應該期待看到新的、持續的恆星形成，不僅在未來數十億年，而且在數萬億年內。然而，最大的懸而未決的問題是，總體而言，恆星形成還剩下多少。

此處顯示的星系 NGC 2775 展示了最著名的絮狀旋臂示例之一，旋臂在該星系的外圍多次纏繞。內部中央區域高度對稱且沒有塵埃，這解釋了它的黃色，而外部旋臂繼續產生新恆星形成的波浪。這會持續很長時間，但最終，所有的恆星形成燃料都會完全耗盡。

未來

近幾十年來天文學的一個重要認識是，恆星的形成實際上在消耗和耗盡氫氣方面效率低得驚人。如果你從一個巨大的氣體分子云開始，它向下收縮形成大量新恆星，比如數百、數千甚至更多的恆星，但結果證明只有大約 5-10% 的氣體會消失進入新生的恆星。剩下的 90-95% 被輻射和恆星風的組合輕輕地吹回到星際介質中，最終繼續參與未來幾代恆星的形成。