La primera aigua de l’univers

Cosmologia: Daniel J. Whalen, Muhammad A. Latif i Colin Jessop presenten en un article publicat ahir a Nature Astronomy simulacions numèriques sobre la generació d’aigua en l’univers primigeni. La molècula d’aigua és H₂O, i per tant per entendre la hidrogènesi cal entendre primer la generació dels seus elements, l’hidrogen i l’oxigen. El nucli d’hidrogen majoritari consta d’un sol protó, i la immensa majoria de l’hidrogen de l’univers es forma en la primera nucleosíntesi. El nucli d’oxigen majoritari, amb vuit protons i vuit neutrons, no es devia formar fins que aparegueren el que Whalen et al. consideren com els primers motors nucleosintètics de l’univers, les supernoves primordials. Si en el 1944, Walter Baade classificava els estels de la Via Làctia en dues poblacions, una població I amb una composició elemental semblant a la del nostre Sol i una població II amb una composició elemental molt menys pobre en metalls (ço és, qualsevol element més pesant que l’heli, el nucli majoritari del qual té dos protons i dos neutrons), més endavant quedà clar que els estels de la població II eren més antics que la població I. La població I té una major metal·licitat perquè es forma a partir de materials que han estat alimentats per la nucleosíntesi generada per la població II. En el 1965 Neville J. Woolf postulava l’existència d’una població III, ara ja extingida, que tindria una menor metal·licitat que la població II. Les supernoves de la població III serien, doncs, els primers indrets de l’univers on es forjaren els elements pesants com l’oxigen. Whalen et al. dedueixen de la seva simulació que les primeres molècules d’aigua es formaren en els processos de supernova per col·lapse de nucli i inestabilitat de parella d’estels de la població III, en objectes que l’expansió de l’univers ens faria veure actualment amb uns desplaçaments al vermell de z ≈ 20, corresponent a una època entre 100 i 200 milions d’anys després del Big Bang (nosaltres ens situem a 13.500 milions d’anys d’aquella època). Els principals llocs de producció d’aigua es trobarien en romanents d’aquestes supernoves, concretament en nuclis de núvols moleculars densos. En alguns casos la fracció d’aigua en termes de massa d’aquests núvols moleculars quedarien tan sols uns pocs factors per sota de la que trobem en el nostres Sistema Solar. Whalen et al. recorden que aquests nuclis densos comptarien amb una fracció de pols que els faria probables candidats a la formació de discos protoplanetaris. Així doncs cal pensar que l’aigua era un constituent clau de les primeres galàxies.

Whalen et al. han simulat la fracció d’aigua present en halos primordials de supernoves

Una simulació de les supernoves de la població III

Whalen et al. han modelat les explosions de supernoves de la població III. Hi consideren dos casos concrets, estels de 13 masses solars i estels de 200 masses solars.

Per a la formació d’un estel de 13 masses solars de la població III cal que l’halo cosmològic del qual procedeix creixi fins a 1,1 milions de masses solars en una època de l’univers corresponent a z = 22,2. Aquest estel funciona a base de la fusió d’hidrogen durant un període de 12,2 milions d’anys, al cap dels quals explota com una supernova de col·lapse de nucli (CC), amb una energia de 10⁵⁸ J. En aquesta explosió s’ejecta l’equivalent a 0,784 masses solars d’elements pesants (‘metalls’), del qual 0,051 masses solars són d’oxigen.

Per a la formació d’un estel de població III de 200 masses solars cal que l’halo creixi fins a 22 milions de masses solars, i que ho faci en un període posterior de l’univers, equivalent a una z = 17,8. Com més massiu és un estel més ràpidament conclou la fase de fusió. Un estel de població III de 200 masses solars dura en aquesta fase tan sols 2,6 milions d’anys, i explota com una supernova d’inestabilitat de parella (PI). L’energia de l’explosió és de 2,8·10⁵⁹ J. L’ejecció d’elements pesants puja a 113 masses solars, de les quals 55 masses solars són d’oxigen.

Tant en supernoves CC com PI, el flux de radiació ultraviolada ionitzant crea regions H II anisotròpiques, és a dir núvols d’hidrogen atòmic parcialment ionitzat. En el cas simulat d’una supernova CC, el radi final d’aquesta regió puja a 150 parsecs. En el cas de la supernova PI la regió arriba a 500 parsecs.

Les explosions simulades quedarien atrapades en les regions H II sense que la ionització anés més enllà de l’halo originari de l’estel. Les densitats internes serien de l’ordre 1 partícula per cm³.

Després de l’explosió hi ha un refredament de les regions H II que supera la velocitat de recombinació, la qual cosa condueix a una ràpida formació d’hidrogen molecular (hidrogen diatòmic o H₂). El refredament segueix a les onades de xoc de la supernova, de primer mediat per una emissió de bremsstrahlung i després de per l’excitació col·lisional i la ionització de H i He.

El romanent de H II de la supernova CC es manifesta en un gas a 2000 K, mentre que el de la supernova PI arriba a 10.000 K. La fracció ejectada de la supernova CC té una temperatura de 10.000 K i un radi de 50 parsecs, mentre que la de la supernova PI arriba a 100.000 K i a 100 parsecs. Els romanents de supernoves queden durant llarg temps atrapats en les regions H II que han contribuït a crear.

La síntesi d’aigua

A mesura que les supernoves s’expandeixen també es refreden. L’oxigen ejectat reacciona amb l’H i l’H₂ de l’halo per formar-hi aigua (H₂O). En aquest procés és rellevant també l’H₂ format en grans de pols.

En el cas de la supernova CC simulada, el vapor d’aigua difús arriba a suposar una fracció de massa de 10^-14-10^-12. Aquesta fracció és superior en la supernova PI, i arriba a 10^-12-10^-10.

Certament, doncs, la hidrogènesi en les supernoves de població III és ben limitada en termes de massa, i tan sols creix lentament amb el temps. Això es deu a la baixa densitat dels romanents de supernova, que provoca que les reaccions de formació d’aigua tinguin una taxa baixa. Per exemple, en la supernova simulada CC en els primers 20 milions d’anys posteriors a l’explosió la massa d’aigua passa de 10^-8 masses solars a 10^-7 masses solars. Això sembla poc, però ja és força més que tota l’aigua dels oceans de la Terra.

En la supernova simulada PI, la massa d’aigua en els primers 2-3 milions d’anys posteriors a l’explosió passa de 1·10^-6 masses solars a 1,5·10^-6. Això ja és un valor equivalent a la massa de la Terra. La fracció d’aigua en termes de massa és més alta en la coberta densa de gas agranada i enriquida químicament pel xoc d’expansió: com major és la densitat més elevada és la taxa de formació d’aigua.

En la supernova PI, 3 milions d’anys de l’explosió la massa d’aigua ja ha pujat a 10^-3 masses solars (l’equivalent a la massa de Júpiter).

En la supernova CC, a 30-90 milions d’anys de l’explosió la massa d’aigua arriba a 10^-6 masses solars.

En aquesta fase l’aigua es troba gairebé completament dins del nucli d’un núvol dens. Aquest nucli és el que quedà més contaminat amb els elements pesants procedents de l’explosió de supernova, i que després quedà marcat per un col·lapse gravitatori fins a pujar de densitat. A partir d’un llindar de densitat la taxa de formació d’aigua es dispara abruptament. La hidrogènesi es concentra en els nuclis auto-gravitadors del material ejectat, i és molt minsa en canvi en el gas difús de l’halo.

En el cas de la supernova CC la formació del nucli remunta al període anterior a la formació del propi estel. En la simulació hi ha una fusió de dos halos en un període corresponent a z = 26,4, en el decurs de la qual es formen diversos agregats de gas. Un d’aquests agregats queda a 30 parsecs del protoestel, resisteix el procés de fotoevaporació i al cap de 20 milions d’anys col·lideix amb el material ejectat per l’explosió de la supernova. En el moment previ a la col·lisió la velocitat de turbulència de l’agregat ja era de 700 m/s, i després es dispara molt més. Aquestes velocitat permeten una barreja de materials i que s’hi arriba a una metal·licitat corresponen a 10^-4 de la que tenim en el Sol. Al cap de 90 milions d’anys de l’explosió, el material col·lapsa en un radi de 0,1 parsecs, amb una concentració de massa de 1,627 masses solars, de manera que la densitat central arriba a 2,4·10⁸ àtoms per cm³: la massa total d’aigua és de 10^-5 masses solars (equivalent a la massa d’Urà).

El nucli de la supernova PI és creat per l’explosió. La bombolla calenta enriqueix ràpidament el gas que l’envolta fent que la metal·licitat arribi a nivells superiors al del nostre propi Sol. Les inestabilitats dinàmiques de la bombolla en expansió faran que la metal·licitat davalli a 0,04 respecte del Sol. L’agregat col·lapsa a un radi de 0,01 parsecs (=2000 UA) i assoleix una massa de 35 masses solars, amb una densitat central de 6.0 × 10¹⁴ cm⁻³ i una massa total d’aigua de 9·10^-3 masses solars al cap de 3 milions d’anys de l’explosió.

L’aigua en l’univers primigeni

Els nuclis de núvols enriquits amb els elements pesants generats per les supernoves de la població III haurien estat, doncs, els principals llocs de formació d’aigua en molts halos primitius. Aquests nuclis haurien estat afavorits per grans fusions o explosions en regions H II atrapades.

En la simulació Whalen et al. han considerat una única supernova en l’halo. No obstant, també pot ser el cas que en un mateix halo se succeeixen diverses supernoves. Malgrat que això pot tenir un impacte disruptiu sobre els nuclis d’alguns núvols, l’efecte global seria la creació de més llocs de formació i concentració d’aigua.

Actualment, l’aigua més antiga de l’univers observada des de la Terra es troba a z = 6,9 i consisteix en la detecció de les línies de transició de 752 GHz (p-H₂O(2_1,1 → 2_0,2)) i 1153 GHz (p-H₂O(3_1,2 → 2_1,2)) per part del projecte ALMA (Atacama Large Millimeter Array).

Whalen et al. consideren que per a l’estudi de màsers individuals a z ≈ 20 potser no n’hi hauria prou amb projectes actuals com Square Kilometer Array o Next Generation Very Large Array. En la propera dècada, però, potser alguns d’aquests observatoris tindrien la capacitat de captar una línia còsmica a z ≈ 20 corresponent a l’agregat de màsers situats a aquest desplaçament vermell.

Durant molt de temps hem assumit que en els estels de població III no hi podien haver planetes. No obstant simulacions recents suggereixen que poden formar-se discos protoplanetaris a metal·licitats de 10^-4 del nostre Sol, i que allà s’hi podrien formar fins i tot planetes de la massa de Júpiter.

Whalen et al. recorden, amb tot, que els estels de població III de z ≈ 15–20 són relativament escassos. Potser un reflex d’aquesta formació de planetes es manifestaria en la detecció d’exoplanetes en estels de la Via Làctia de molt baixa metal·licitat. En planetes formats en núvols com els simulats, l’aigua podria ser relativament abundant. Un tema obert és el destí d’aquesta aigua primordial al llarg del temps, i per això Whalen et al. proposen estudiar els factors de fotodissociació o altres processos químics de destrucció de l’aigua, alhora que els factors de protecció de l’aigua deguts a la fracció de pols.

Lligams:

- Abundant water from primordial supernovae at cosmic dawn. D. J. Whalen, M. A. Latif & C. Jessop. Nature Astronomy (2025).