Sumário:
A origem dos elementos químicos
. nucleossíntese durante o Big Bang;
. nucleossíntese durante a evolução estelar;
. nucleossíntese interestelar.
abundâncias relativas dos elementos no Universo
A origem dos elementos químicos
Admitindo como correcta a Teoria do Big Bang, esta explosão, ocorrida há 15 mil milhões
de anos, terá desencadeado uma série de eventos cósmicos, de que resultaram as galáxias, as
estrelas, os corpos planetários e, em última análise, a própria vida na Terra.
A evolução do Universo surgiu na sequência de reacções nucleares entre as partículas
fundamentais do meio cósmico, cujo efeito mais importante foi a formação dos elementos
químicos.
Pesquisas realizadas nos últimos trinta anos permitiram identificar os seguintes processos
de formação dos elementos químicos:
. nucleossíntese durante o Big Bang;
. nucleossíntese durante a evolução estelar;
. nucleossíntese interestelar.
Nucleossintese durante o Big Bang (nucleossíntese primordial)
Nos primeiros instantes (10-5s) após o Big Bang,, o Universo era extremamente quente e
denso; não havia átomos, nem sequer os componentes básicos do seu núcleo (protões e
neutrões), pois as altíssimas temperaturas impossibilitavam que os seus constituintes se ligassem.
Matéria e radiação interconvertiam-se constantemente uma na outra.
Nota: Os átomos não são partículas indivisíveis, sendo constituídos por outras partículas
mais pequenas. No centro está um núcleo atómico, rodeado por electrões. O núcleo por sua vez é
constituído por protões e neutrões.O electrão não se decompõe em partículas mais pequenas, no
entanto, o protão e o neutrão decompõem-se noutras mais pequenas, os quarks, sendo estas as
verdadeiras partículas elementares.
A diminuição da temperatura permitiu a génese dos protões e neutrões.
Três minutos após o Big Bang, a uma temperatura de 3x108 K, os protões e os neutrões
ligaram-se entre si para formar os primeiros núcleos - designa-se esta génese por
nucleossíntese primordial.
Supõe-se que nessa altura, para além de protões (núcleos de átomos de hidrogénio-1), só
haveria núcleos de átomos de:
•
deutério,(hidrogénio-2), 21 H.
•
hélio-3, 32 He
•
hélio-4, 42 He
•
lítio-7, 73 Li
Representação esquemática de núcleos de hidrogénio, deutério, hélio e lítio resultante
da nucleossíntese primordial:
Com o arrefecimento progressivo do Universo, a matéria foi-se organizando em estruturas
mais complexas, surgindo as grandes nuvens moleculares interestelares, os enxames de estrelas,
as galáxias, os enxames de galáxias e as demais estruturas do Universo, que se encontram em
permanente evolução.
Inicialmente, julgava-se que a nucleossíntese primordial pudesse explicar a formação de
todo o elenco de elementos químicos. Actualmente, supõe-se que só os elementos químicos mais
leves (hidrogénio, hélio e lítio) é que foram produzidos na sequência directa do Big Bang, uma vez
que, com o arrefecimento rápido do Universo em expansão, não houve tempo nem condições
para que se processasse a síntese dos outros elementos mais pesados.
Nucleossíntese estelar
Com a expansão do Universo, os átomos formados pela nucleossíntese primordial foramse aglutinando em nuvens de gás. A expansão e o arrefecimento subsequentes levaram à
condensação do gás, devido ao aumento da atracção gravitacional, dando origem à formação de
vastos aglomerados de matéria - as protoestrelas.
A contracção das protoestrelas, por acção da própria gravidade, provocou um aumento da
sua pressão e da sua temperatura. Criaram-se, assim, condições para a ocorrência de reacções
nucleares de transformação de hidrogénio em hélio e a consequente libertação de grande
quantidade de energia sob a forma de radiações, ou seja, deu-se o nascimento das estrelas.
Durante a fase principal da vida da estrela, esta mantém-se em equilíbrio entre as forças
de atracção gravitacional que tendem a comprimi-la e as forças de pressão devido às reacções
nucleares que tendem a expandi-la.
Fusão do hidrogénio com produção de hélio:
A fase principal da vida da estrela termina quando todo o hidrogénio do núcleo se
transforma em hélio Como as forças de expansão ( devidas às reacções nucleares) que
contrariam as forças de atracção gravitacional, deixam de existir, o núcleo da estrela contrai-se., e
as camadas exteriores expandem-se – a estrela transforma-se numa gigante vermelha.
•
Se a estrela for do tipo Sol, tiver uma massa M<8M0 ( em que M0 é a massa do Sol)
A contracção reaquece o núcleo da estrela o que permite novas reacções nucleares:
Ocorrem reacções nucleares com fusão do hélio em carbono e em oxigénio.
A energia libertada na fusão do hélio propaga-se a uma camada fina que envolve o núcleo,
elevando a temperatura desta e permitindo a fusão do hidrogénio aí existente em hélio.
Quando o hélio se esgota no centro da estrela, esta contrai-se. O núcleo da estrela não
tem uma temperatura suficientemente alta para que ocorram reacções de fusão nuclear capazes
de produzir núcleos de elementos mais pesados do que o carbono ou o oxigénio.
Como consequência, a parte exterior da estrela, constituída por gás ionizado, expande-se,
ficando com um aspecto transparente e difuso, a que se dá o nome de nebulosa planetária. A
parte central da estrela continua a contrair-se, até se transformar numa anã branca – um núcleo
pequeno e pouco brilhante, com cerca de metade da massa inicial da estrela e que se situa no
centro da nebulosa planetária. A anã branca, muito densa e sem combustível nuclear, emite
inicialmente um brilho branco, que se vai extinguindo à medida que vai desaparecendo o calor que
ainda possui.
•
Se a estrela tiver uma massa M> 8M0 ( em que M0 é a massa do Sol)- Estrelas
gigantes
Quando as estrelas possuem uma massa superior a oito massas solares (M > 8 Mo), as
reacções de fusão nuclear do hélio, nas regiões centrais, não terminam no carbono e no oxigénio,
elas prosseguem. Assim, quando se esgota o hélio, a estrela contrai-se e reaquece. A energia
então libertada permite que se iniciem as reacções de fusão nuclear. A fusão do carbono produz a
formação de néon e do magnésio e a fusão do oxigénio produz o silício e o enxofre.
Mas, quando estes elementos acabam, a estrela volta a contrair-se. Tem início uma série
de complexas reacções termonucleares, o silício e o enxofre produzem o ferro.
Ao mesmo tempo que no núcleo da estrela se produz ferro, as reacções nucleares
prosseguem nas camadas exteriores, que se expandiram devido à energia propagada a partir do
interior. Desenvolve-se assim, uma estrutura em casca de cebola, com os elementos mais
pesados situados no interior: uma camada de carbono rodeia uma camada de oxigénio, que, por
sua vez, rodeia uma camada de silício, existindo um núcleo central constituído essencialmente por
ferro.
Com a produção de ferro, acabam as reacções de fusão no núcleo da estrela. Não é
possível fundir núcleos de ferro para criar núcleos de elementos mais pesados, pois esse
processo requer energia, em vez de a produzir. O processo culmina com a explosão de uma
supernova, que lança para o espaço interestelar parte da sua matéria, contendo os elementos
pesados entretanto formados.
Durante a explosão de uma supernova ocorrem reacções nucleares na superfície, com
formação de todos os elementos com número atómico superior a 26 > número atómico do Fe (
formam-se todos os elementos com número atómico superior ao do ferro até ao elemento urânio).
É aqui que se constitui o pó cósmico, que é formado, principalmente, pelos elementos químicos
mais pesados.
- Se a estrela gigante inicial tiver uma massa M<25M0 ( em que M0 é a massa do Sol).
Pulsar ou estrela de neutrões - se a estrela gigante inicia! tiver uma massa inferior a 25 massas
solares (M < 25 Mo), vai evoluir para pulsar. O núcleo que resta da explosão de uma supernova
pode formar uma estrela de neutrões, estrelas muito pequenas e extremamente densas que são
fontes pulsantes de ondas de rádio, daí a designação de pulsar.
- Se a estrela gigante inicial tiver uma massa M>25M0 ( em que M0 é a massa do Sol)Para estrelas de maior massa (Mestrela > 25 M0, o núcleo estelar torna-se ainda mais denso
do que o do pulsar, causando um fim mais drástico para a supemova. De facto, o que resta da
estrela concentra-se ainda mais e acaba por se transformar num buraco negro -uma região do
espaço com uma massa tão elevada que a sua força gravitacional não permite que quer a matéria
quer a energia consigam escapar.
Nucleossíntese interestelar
Até agora, verificou-se que a formação de elementos químicos se deu logo após o Big
Bang (nucleossíntese primordial) ou durante a evolução estelar (nucleossíntese estelar).
No entanto, há elementos com uma génese diferente, tendo sido formados por colisão de
outros elementos com raios cósmicos (partículas constituídas por protões e electrões de grande
energia cinética, provenientes de supemovas e de outros fenómenos cósmicos). No espaço
interestelar,a colisão dos raios cósmicos com certos elementos pode provocar a cisão destes,
formando-se elementos mais leves, ainda inexistentes, como o lítio-6, o berílio e o boro.
Abundâncias relativas dos elementos no Universo
- o elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90% em número de
átomos.
- o hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8% em número de
átomos.
-seguem-se, em abundância, os seguintes elementos: o oxigénio, o carbono, o néon, o azoto, o
magnésio, o silício, o ferro e o enxofre;
-os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas.
As abundâncias relativas observadas para os elementos do Universo estão de acordo com
as previstas a partir da teoria do Big Bang, servindo assim para reforçar a sua validade.