Os elementos químicos que formam o universo

Um elemento químico, como o hidrogênio, o carbono ou o ferro, é identificado por seu número atômico, que diz quantos prótons existem em seu núcleo. A tabela periódica, invenção do incrível russo Mendeleyev, organiza esses elementos por suas características químicas. Elementos além do número atômico 93 não são naturais mas podem ser fabricados em aceleradores.

Dos elementos naturais, só uns poucos são realmente abundantes no universo. A maioria é muito rara. Veja, na figura abaixo, um gráfico da abundância dos elementos no universo. Um gráfico como esse é o resultado de anos e anos de observações, utilizando técnicas variadas e muita criatividade.

Algumas coisas devem ser entendidas nesse gráfico. Primeiro, só são mostradas as abundâncias dos elementos até o número atômico 35. Daí em diante, a quantidade de elementos encontrados na natureza é tão pequena que nem precisa ser mostrada.E mais: a barra vertical do gráfico está em escala logarítmica. Observe, por exemplo, que o hidrogênio é 10.000 (104) vezes mais abundante que o carbono no universo. Finalmente: a abundância de cada elemento está descrita em relação à abundância do silício. Por exemplo, para cada milhão (106) de átomos de Si, existem 10 milhões (107) átomos de carbono.

O elemento mais abundante é exatamente o mais leve e simples de todos, o hidrogênio (1H1), com apenas um próton em seu núcleo. A seguir, vem o hélio (4He2), com 2 prótons e 2 nêutrons no núcleo. Esses dois elementos são tão abundantes que, apesar de serem os mais leves, 98% da massa do universo é feita deles. Desses, 73% são de hidrogênio e 25% de hélio.

O resto é só 2% mas é claro que é muito importante. Afinal, nós somos feitos de carbono, oxigênio, cálcio, ferro etc.

Nas próximas apostilas vamos falar sobre a origem desses elementos. Como veremos, esse assunto está inevitalmente entrelaçado com a origem do próprio universo. Antes, porém, quero comentar sobre uma curiosa mancada cometida pelo grande Albert Einstein, o cara que passeia de bicicleta por essas páginas. Einstein, ao desenvolver uma cosmologia associada a sua teoria da relatividade geral, supôs que o universo era estático, imutável, estando aí como sempre esteve, sem começo nem fim. Desse jeito, o modelo do velho Albert não diferia muito do modelo dos filósofos da antiguidade, como Aristóteles, por exemplo. Se o universo fosse realmente assim, nem faria sentido perguntar como ele surgiu. Com todo o respeito que Einstein merece, essa sua cosmologia foi uma tremenda asneira, como ele próprio depois reconheceu. Quem abriu os olhos de Einstein foi uma observação experimental, feita por Edwin Hubble: o universo não tem nada de estático, mas, está se expandindo.

Outros físicos, entre eles George Gamow, raciocinaram: se o universo está se expandindo, um dia ele deve ter sido bem pequeno, talvez apenas um ponto. Foi então que surgiu o famoso modelo do "big bang", que será o assunto de nossa próxima apostila. Como veremos, esse modelo é fundamental para explicar como se formaram os elementos mais leves, como o hidrogênio e o hélio. Veja que coisa interessante: para entender como se formou a coisa mais enorme que existe, o universo, precisamos saber como se formaram

as mais minúsculas, como os núcleos dos átomos. E, o mais importante, esses modelos, hoje em dia, deixaram de ser meras especulações e são objeto de observacões experimentais, ciência da melhor estirpe. Vamos até lá.

George Gamow, Fred Hoyle e o big bang

Antes mesmo das observações de Hubble mostrarem que o universo está se expandindo, os cosmologistas Alexander Friedman e Georges Lemaître já teorizavam sobre a possibilidade do espaço estar inchando continuamente. Na década de 40, o físico russo George Gamow, levou essa idéia até seu extremo: se o universo está inchando, então, em algum momento do passado, ele deve ter sido bem pequeno, talvez um ponto de enorme densidade e altíssimas pressão e temperatura. Essa idéia, porém, era desagradável para os ouvidos de quem preferia um universo eterno e imutável, sem começo e, principalmente, sem fim.

George Gamow

Nessa mesma época, surgiu uma hipótese alternativa, lançada pelos ingleses Fred Hoyle, Thomas Gold e Herman Bondi. Esses caras, principalmente os dois primeiros, não são nem um pouco tímidos quando se trata de fazer suposições arrojadas. Já fizeram várias. Uma delas diz que o universo está e sempre esteve em um estado estacionário. O que quer dizer isso? Como não podem negar a evidência observacional de que o universo está se expandindo, eles afirmam que, apesar dessa expansão, a densidade permanece constante. Já que o volume aumenta continuamente, eles propõem que a matéria está sendo continuamente gerada do nada, com a criação de novos átomos a partir do vácuo.

Fred Hoyle

Para quem acha essa história de matéria ser criada do nada difícil de engulir, eles argumentam: quem acredita que o espaço está sendo gerado do nada, quando o universo

se expande, pode muito bem aceitar que a matéria também surge do nada. Ou ainda: em vez de um big bang gigantesco há 15 bilhões de anos, podem estar acontecendo, a todo instante, pequenos big bangs de onde surgem os núcleos necessários para manter a densidade constante. Na verdade, a criação de matéria necessária para isso é minúscula e, certamente, passaria despercebida dos observadores. Um cálculo simples mostra que basta que surja um átomo de hidrogênio por século para cada 1000 metros cúbicos de espaço.

Bem, as coisas estavam nesse pé nas décadas de 50 e 60. Os físicos e cosmologistas se dividiam entre as duas propostas e se atacavam mutuamente. O próprio nome do big bang foi lançado por Hoyle, em um programa de rádio, com a intenção de ridicularizar o modelo e seus defensores. Para azar dele, o nome pegou e tornou-se um termo científico respeitável.

Mas, o que isso a ver com a origem dos elementos? Tudo a ver, pois se algum dos dois modelos rivais conseguir explicar a origem dos elementos, e essa explicação puder ser testada experimentalmente, a escolha está feita.

Inicialmente, Gamow propôs que todos os elementos, dos mais leves aos mais pesados, tinham se originado nos primeiros instantes do big bang, quando a pressão e a temperatura eram suficientemente altas para promover a fusão dos núcleos leves em núcleos mais pesados. Nesse ponto, os cálculos emperraram. Não dava para responsabilizar o big bang pela criação dos elementos mais pesados.

Durante algum tempo a dificuldade de explicar a origem dos outros elementos pesou contra esse modelo, mas, hoje já se tem uma idéia mais clara de como resolver esse problema.

Elementos pesados formados nas explosões das supernovas

Uma estrela, em sua vida normal, só consegue produzir núcleos de elementos até o ferro-56. Mas, sabemos que elementos mais pesados existem. O zinco-64 cobre nossos barracões, o bromo-79 está no pão nosso de cada dia, a prata-107 e o ouro-197 estão nos bolsos e cofres dos ric

os. Sem esquecer nosso querido urânio-238.É que existem outros processos, além da captura de núcleos de hélio. O mais freqüente é a captura de nêutrons. Quando a estrela alcança uma pressão bem avantajada, o ferro-56 pode capturar 3 nêutrons e virar ferro-59. Esse ferro-59, com 26 prótons e 33 nêutrons, é instável, com meia-vida de apenas um mês. Ele emite uma partícula beta (elétron) e vira cobalto-59, com 27 prótons e 22 nêutrons.

Esse processo de captura de nêutrons pode prosseguir até chegar ao bismuto-209. O processo todo leva anos para se completar e, por essa razão, é chamado de "processo lento de captura de nêutrons", ou, simplesmente, "processo-s", onde a letra "s" significa slow. Mas, esse processo lento só consegue produzir elementos até o bismuto-209. E os outros? E o urânio-238?

Os pesadões são produzidos por outro processo, o "processo-r", onde o "r" significa rápido. Trata-se de um tipo de captura de nêutrons que só pode ocorrer em condições super-especiais, nos momentos finais da vida da estrela, se ela tiver uma massa bem superior à massa do Sol. Depois que todos os processos descritos acima, inclusive o lento, se esgotam, a estrela não tem mais como segurar o tremendo arrocho da gravidade. A

massa toda se contrai rapidamente e a densidade no miolo da estrela cresce tanto que os elétrons são engulidos pelos prótons, produzindo nêutrons e neutrinos, muitos neutrinos. A estrela vira uma enorme bola de nêutrons com densidade semelhante à densidade no interior de um núcleo atômico. Nesse ponto, a estrela explode espetacularmente como uma supernova.

O drama todo dura poucos minutos e é nessa ocasião que se formam os elementos mais pesados, inclusive o urânio-238. Como esse tipo de evento é relativamente raro, não é de admirar que os elementos pesadões sejam tão pouco abundantes. Depois que a estrela explode como uma supernova, seu material se espalha pelo espaço na forma de enormes nuvens e, eventualmente, chega às outras estrelas e aos planetas, como a Terra, por exemplo. A figura a baixo, mostra a nuvem de matéria remanescente de uma famosa supernova que foi observada no ano de 1054.

A formação de elementos intermediários no centro das estrelas

Curiosamente, foi o próprio Fred Hoyle, adversário ferrenho do modelo do big bang, que comentou que todo o hélio que existe hoje não poderia ter sido gerado nas estrelas. Como ele mostrou, se isso fosse verdade, a energia liberada na formação desses núcleos de hélio faria com que nossa galáxia fosse 10 vezes mais brilhante do que é. No entanto, o big bang só produziu o hidrogênio, o hélio e uma minúscula quantidade de lítio. Com o rápido resfriamento do universo em expansão, não houve tempo nem condições para a síntese dos outros elementos. Mas, é claro que eles existem. Núcleos de elementos só podem ser produzidos em locais muito quentes e densos. No universo depois do big bang os únicos lugares com tais características são os centros das estrelas. De fato, as evidências espectroscópicas colhidas pelos astrofísicos mostram que os núcleos dos elementos são rotineiramente produzidos nas estrelas. Resta saber como essa produção acontece e como os elementos produzidos conseguem escapar da estrela. Vamos começar descrevendo as reações.

Começaremos falando do chamado "ciclo próton-próton", que é o mais simples e equivale ao que ocorreu logo após o big bang. O mesmo processo pode acontecer no interior de uma estrela, desde que a temperatura lá dentro ultrapasse 107 K e a pressão seja bem alta. A reação inicial é a seguinte:

1H1 + 1H1 --->

2D1 + e + + n + energia

Em bom português: dois núcleos de hidrogênio (prótons) reagem entre si formando um núcleo de deutério, liberando um pósitron (anti-elétron com carga positiva), um neutrino e

um bocado de energia. O pósitron criado logo se junta a algum elétron que esteja por perto (sempre tem um bocado deles) e os dois se aniquilam mutuamente em um festival de radiação de alta energia. O neutrino vai embora e não tem quem o segure, pois ele não interage com ninguém. Esse neutrino é um personagem curioso, que merece uma narrativa no futuro.

Só o deutério sobrevive e irá participar de outras reações, do tipo que vimos na apostila anterior. No final dessas reações, surge o hélio-4, núcleo muito estável, com dois prótons e dois nêutrons, nossa conhecida partícula alfa. A enorme energia gerada nessas reações serve para contrabalançar a gravidade que tenta, sem cessar, esmagar todo o material da estrela.

Quando o hélio começa a predominar sobre o hidrogênio, a estrela começa a esfriar por falta de combustível. A parte central se contrai e a pressão aumenta. Esse aumento de pressão possibilita o surgimento de outros tipos de reação, com a produção de outros núcleos. A reação inicial desse novo processo é:

4He2+ 4He2 --->

8Be4 + energia

Formam-se núcleos do elemento berílio-8 e a energia produzida volta a aquecer a estrela até uns 108 K. Como eu já disse, esse berílio-8 é extremamente instável e logo decai. Mas, no centro das estrelas a densidade é tão grande que muitos núcleos de berílio-8, antes de decairem, conseguem reagir com os abundantes núcleos de hélio-4, formando o carbono-12:

8Be4 + 4He2 --->

12C6 + energia

Por simplicidade, podemos descrever essa síntese do carbono-12 como a junção de 3 núcleos de hélio-4. Esse tipo de mecanismo é chamado de "processo alfa", por razões óbvias. O processo alfa, caracterizado pela captura de núcleos de hélio-4, pode prosseguir desde que a temperatura no centro da estrela seja suficientemente alta. A seguir, forma-se o oxigênio-16:

12C6 + 4He2 --->

16O8 + energia

Prosseguindo desse modo, aparecem o neon-20, o magnésio-24 e o silício-28. Note que as massas desses elementos pulam de 4 em 4, evidenciando que, em cada processo, um núcleo de hélio-4 é incorporado. Os núcleos de elementos com massas intermediárias são produzidos por outros tipos de reação, o mais comum sendo a captura de nêutrons, prótons ou núcleos de deutério. No entanto, como o processo alfa de captura de hélio é mais freqüente, já que existe muito hélio disponível na estrela, os elementos cuja massa é divisível por 4 são mais abundantes que os outros, como vemos no gráfico:

O processo de criação prossegue como descrito acima até formar o ferro-56. O núcleo de ferro-56 tem 26 prótons e 30 nêutrons, fortemente ligados uns aos outros. Na verdade, o 56Fe26 tem o núcleo mais estável de todos os núcleos conhecidos. Essa alta estabilidade é representada no gráfico abaixo que mostra a energia de ligação por partícula nos núcleos naturais. O ferro ocupa a posição mais alta do gráfico.

O ferro-56 é tão estável que se recusa a fundir com outros núcleos para formar elementos mais pesados. Como vimos antes, a fusão de elementos leves produz energia. A fusão do ferro com qualquer outro núcleo consome energia, pois resulta em núcleos com menor energia de ligação. Portanto, ao atingir o ferro-56 o ciclo de produção de núcleos sofre

uma parada. Não há energia suficiente para sintetizar os elementos mais pesados. A parte central da estrela vai ficando cada vez mais rica em ferro e outros metais parecidos. Esse cerne metálico vai gradualmente resfriando a estrela e o equilíbrio com a gravidade começa a falhar. A estrela entra em colapso. A figura ao lado representa, grosseiramente, a situaçao da estrela nesse estágio.

Restam, agora, dois problemas. Primeiro, de onde vêm os elementos mais pesados que o ferro? E depois, como os elementos que já se formaram na estrela conseguem sair dela?

A formação dos elementos leves logo após o big bang

Os físicos afirmam que sabem bem direitinho o que aconteceu nos primeiros segundos e minutos após o big bang. Segundo eles, o universo, nesses instantes iniciais, era essencialmente simples e fácil de ser descrito, pois só continha partículas elementares livres e fótons, tudo em equilíbrio térmico. Se você tem curiosidade de saber o que aconteceu nesses instantes pós-parto, leia o livro "Os três primeiros minutos", de Steven Weinberg, muito bem cotado nas paradas de sucesso.

Já nossa narrativa pode começar depois desse terceiro minuto, pois só a partir desse instante os elementos começaram a se formar. George Gamow e seus parceiros inicialmente achavam que os núcleos de todos os elementos poderiam ter se formado logo após esse terceiro minuto, pois as condições de temperatura e pressão eram adequadas. Essas condições estão mostradas no gráfico abaixo.

Três minutos após o big bang o universo tinha uma temperatura de um bilhão de Kelvins. Era feito, praticamente, de nêutrons livres e fótons, em equilíbrio térmico. Só que um nêutron livre vive apenas cerca de 10 minutos antes de virar um próton. Desse modo, rapidamente o universo ficou cheio de nêutrons e prótons. Como a pressão era enorme, um nêutron podia reagir com um próton e formar um núcleo de deutério, que, como você sabe, é um isótopo do hidrogênio. A figura a baixo mostra alguns tipos de reações que aconteceram nesses minutos iniciais do universo. Se formaram os núcleos de dois isótopos do hidrogênio, o deutério (d) e o trício (t), e de dois isótopos do hélio, o hélio-3 e o

hélio-4. Esse último é nossa conhecida partícula alfa, que tem grande estabilidade. Além dessas reações, também podia ocorrer uma que formava um núcleo de lítio, com 3 prótons. Mas, sua freqüência era baixíssima, comparada com as quatro vistas ao lado. Todas essas reações liberam energia em forma de radiação gama.

Você poderia tomar gosto e sair formando outros núcleos, com 5 ou mais partículas. Só que a natureza tem seus truques e resolveu que um núcleo com 5 partículas é altamente instável e não sobrevive. O mesmo acontece se juntarmos dois núcleos de hélio para formar um núcleo de massa 8. Não existem núcleos de massa 8. Esse capricho da natureza azedou os cálculos de Gamow e sua gente. Simplesmente, não dá para formar núcleos além do hélio (e um pouco de lítio), nas condicões do big bang. E o resto, de onde vem? O resto vem das estrelas.

Qualquer químico de meia tijela pode calcular quanto hélio, deutério e trício devem ter se formado nessas reações, desde que saiba quantos nêutrons e prótons estavam disponíveis três minutos após o big bang. É claro que esse número de nêutrons e prótons da sopa primordial é muito difícil de ser estimado mas, ainda assim, os números relativos dos núcleos leves podem ser facilmente calculados. Desse modo, o modelo do big bang fazia uma previsão muito restritiva: para cada 10 núcleos de hidrogênio deve haver um núcleo de hélio no universo. Em termos de massa, isso equivale a dizer que cerca de 25% da massa do universo deve ser de hélio.

Essa previsão é bastante restritiva. Se concordar com a observação experimental, o modelo ganha muita credibilidade. Se não, vai para a lata do lixo. Para alegria dos torcedores do big bang, a concordância é excelente, como mostra a figura a baixo, e é considerada como uma das mais fortes evidências da robustez do modelo.Note que praticamente todo o hélio que há no universo foi gerado no big bang. Mas, parte do trício e do deutério gerados no big bang foi queimada no interior das estrelas. Realmente, a espectroscopia mostra que há deutério nas estrelas jovens e quase nenhum nas mais velhas. Esse ajuste foi levado em conta nos números da tabela a baixo.

FORMAÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS

Walter J. Maciel

IAG/USP

[Trabalho publicado na Revista USP, no. 62, 66-73, jun/ago 2004]

INTRODUÇÃO: A DISTRIBUIÇÃO DOS ELEMENTOS QUÍMICOS

As abundâncias dos principais elementos químicos têm uma distribuição surpreendentemente semelhante, tanto no sistema solar, como nas estrelas, nebulosas e galáxias. A semelhança é tão grande que os astrônomos costumam usar como referência uma distribuição às vezes chamada “abundância cósmica”, que pode ser vista na figura 1, obtida basicamente a partir de medidas da fotosfera solar, do vento solar e de meteoritos. É portanto uma distribuição de abundâncias representativa do sistema solar, ressalvando-se que, nos meteoritos, elementos voláteis como o He e o Ne estão ausentes, ou condensados incompletamente. Analogamente, as camadas externas do Sol e de outras estrelas podem conter subcamadas com propriedades físicas e composição química distintas, como a fotosfera, cromosfera coroa solar e proeminências.

Vemos que os elementos mais abundantes são H e He, seguidos pelo C (Z=6), N (Z=7), O (Z=8), Ne (Z=10), Mg (Z=12), Si (Z=14) e S (Z=16). Para valores maiores de Z as abundâncias decrescem, com exceção do 56Fe. Este elemento tem a maior energia de ligação por núcleon e, como veremos, tende a se acumular como um resto das reações nucleares que ocorrem no interior das estrelas. Podemos notar também o aspecto “serrilhado” da figura 1, devido ao fato de que os elementos com Z ímpar têm menor energia de ligação que os de Z par.

Figura 1. Abundâncias cósmicas, medidas no sistema solar (Sol, vento solar e meteoritos) em função do número atômico Z. As abundâncias são dadas pelo número

de átomos em uma escala onde o hidrogênio é igual a 12.

Podemos estimar em cerca de 73% a massa do universo visível constituída de H, 23% de hélio e apenas cerca de 2% para os elementos mais pesados. Esta pequena abundância relativa dos elementos com Z>2 esconde sua real importância. De fato, a maior parte do material de que nosso planeta - e nós mesmos - somos compostos faz parte desta pequena porcentagem.

Naturalmente, a semelhança geral das abundâncias dos elementos em objetos de natureza diferente não significa que sua composição química seja idêntica. De fato, a existência de algumas variações sistemáticas, ainda que pequenas, é a mais poderosa indicação da evolução química que ocorre nas galáxias e no próprio universo, desde os seus primórdios. Uma vez que esses objetos sofrem processos de contração, expansão e rotação desde sua formação, a evolução química está acoplada à evolução dinâmica desses sistemas, o que torna seu estudo bastante complexo.

Uma parte do estudo da evolução química das estrelas e galáxias procura justamente identificar as origens dos elementos químicos observados no sistema solar, nas estrelas, nebulosas e galáxias. Existem ainda muitas lacunas nesse estudo, mas suas linhas gerais estão traçadas: os elementos químicos que hoje observamos nos diversos sistemas físicos foram formados basicamente por três grandes classes de processos: a nucleossíntese primordial, a nucleossíntese estelar e a nucleossíntese interestelar.

A NUCLEOSSÍNTESE PRIMORDIAL

O modelo cosmológico padrão, geralmente aceito com algumas poucas reservas, admite que o universo teve uma fase inicial - o Big Bang - caracterizada por uma elevada temperatura e densidade extremamente alta, a ponto de seu estudo necessitar de uma Teoria Física Unificada ainda não disponível. Nas fases iniciais, havia apenas partículas elementares: elétrons, prótons, neutrinos, etc. e radiação, ou seja, fótons. À medida que o universo se expandiu, esta radiação sofreu um efeito de diluição, alcançando hoje valores característicos da emissão de um corpo negro a 2.7 K, cuja descoberta em 1964 permanece como a principal evidência observacional em favor do modelo do Big Bang. Nos primeiros instantes do universo, este era dominado pela radiação, situação que se inverteu ao longo do tempo, com a formação de estruturas como as estrelas e galáxias e predomínio da matéria sobre a radiação. Uma medida adequada da relação entre matéria e radiação é a razão de bárions sobre fótons. No modelo padrão, os produtos da nucleossíntese ocorrida nos primeiros instantes do universo - ou nucleossíntese primordial - dependem essencialmente dessa razão.

As fases iniciais, onde havia essencialmente partículas elementares e radiação podem ser caracterizadas por temperaturas maiores ou da ordem de T ~ 10**12 K (lê-se "10 elevado a doze", ou seja, o número 1 seguido de 12 zeros) e idades menores ou da ordem de t ~ 10**-4 segundos. Com a expansão, a temperatura baixou para valores abaixo de T ~ 10**10 K, iniciando-se a nucleossíntese primordial propriamente dita em t ~ 100 s com T ~ 10**9 K, em que as espécies sintetizadas foram o deutério D (ou 2H), o trítio 3H, e os isótopos 3He, 4He e 7Li, ou seja, os principais isótopos de elementos leves. O núcleo mais simples (D) é produzido em colisões de prótons e nêutrons, e o 3He é formado da captura de um próton pelo deutério, ou por meio de colisões envolvendo dois núcleos de deutério, que podem também dar origem ao trítio. O núcleo de 4He é formado basicamente pela captura de um deutério pelo trítio, ou pela colisão de dois núcleos de 3He. As principais reações nucleares que ocorrem nesta fase estão ilustradas abaixo.

Note-se que o processo se interrompe com o 7Li, pois, com a expansão, a densidade e a temperatura decrescem rapidamente, não sendo suficientes para novas reações envolvendo núcleos mais pesados após t ~1000 segundos.

Uma estimativa da quantidade prevista dessas espécies está mostrada na figura 2, em função da razão de bárions sobre fótons, representada pela letra grega "eta". A abundância de He é medida pelo parâmetro Yp, ou seja, a abundância primordial de hélio por massa, de modo que Yp = 0.23 corresponde a 23% da massa total na forma do isótopo 4He. As demais abundâncias são dadas por número de átomos, relativas ao hidrogênio.

Os valores atualmente aceitos para o parâmetro eta (razão de bárions sobre fótons) são da ordem de 3 a 6 10**-10, aproximadamente, de modo que as abundâncias previstas para os elementos produzidos pela nucleossíntese primordial são bastante precisas. Essas previsões têm sido largamente confirmadas por observações em sistemas antigos, teoricamente os mais adequados para determinar as abundâncias primordiais, e também pela aplicação de nossos conhecimentos sobre a evolução galáctica, pelos quais podemos interpretar as abundâncias observadas e a partir delas inferir os valores das abundâncias primordiais, para que sejam comparados com as previsões do modelo padrão.

Figura 2. Abundâncias previstas para os isótopos produzidos pela nucleossíntese primordial, em função da razão entre bárions e fótons. Yp é a abundância de 4He por

massa, D é o deutério e eta é a razão de bárions sobre fótons.

A NUCLEOSSÍNTESE ESTELAR

A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas. De maneira geral podemos subdividir esses processos em duas classes, a nucleossíntese quiescente, caracterizada pelas reações nucleares que ocorrem durante a vida de todas as estrelas, e a nucleossíntese explosiva, que ocorre somente nos estágios finais de estrelas de grande massa ou estrelas em sistemas binários, em explosões de supernovas.

Os processos de nucleossíntese quiescente correspondem a uma queima nuclear hidrostática, isto é, ocorrem enquanto a estrela está em equilíbrio hidrostático, quando o peso das camadas superiores é equilibrado pela pressão do gás nas camadas inferiores, onde ocorrem as reações nucleares. Nessa fase, com duração de vários bilhões de anos para estrelas com massas próximas à do Sol, as dimensões e a temperatura superficial das estrelas praticamente não se alteram. Estrelas mais massivas, cujas massas são superiores a dez vezes a massa do Sol, aproximadamente, consomem seu combustível nuclear muito mais rapidamente, e têm uma duração muito menor do que as de menor massa. Nesse caso, o colapso causado pelo esgotamento do combustível nuclear é extremamente violento, gerando uma intensa instabilidade e uma explosão que ejeta as camadas mais externas da estrela ou mesmo toda ela. A energia gerada nesta explosão é extremamente alta, tipicamente 10**42 a 10**44 J, sendo suficiente para produzir as reações nucleares que dão origem aos elementos mais pesados que o Fe e outros elementos, inclusive alguns formados também pelo processo quiescente. Estrelas isoladas precisam ter massas acima de dez massas solares, aproximadamente, para sofrer o colapso que leva ao processo explosivo. No caso de sistemas binários, o processo pode acontecer com estrelas menos massivas. Parte da massa de uma das estrelas é transferida para a outra, geralmente uma estrela colapsada, formando um disco de acréscimo, onde a matéria é precipitada violentamente, causando a explosão do objeto colapsado. Note-se que os eventos catastróficos que dão origem aos elementos mais pesados que o 56Fe devem ser pouco frequentes, uma vez que a abundância cósmica desses elementos é muito mais baixa que a dos elementos do grupo do ferro, onde o número atômico Z está próximo de 26. Isto pode ser visto na figura 1, e sua explicação é dada pela existência de um número pequeno de estrelas de grande massa relativamente às estrelas com massas próximas da massa solar.

QUEIMA DE H

O processo mais simples de nucleossíntese quiescente é a queima de H com a formação de 4He, que pode ocorrer por meio da cadeia próton-próton ou do ciclo CNO. A cadeia próton-próton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 10**7 K, aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cinética dos prótons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles. São necessários quatro prótons para

cada núcleo de 4He produzido, gerando energia, pósitrons e neutrinos no processo. É o processo padrão nas estrelas de baixa massa, e está ocorrendo no Sol há cerca de 4 bilhões de anos, sendo, em última análise, responsável pela luminosidade solar. Um exemplo das reações da cadeia próton-próton é:

Estrelas mais massivas, com núcleos mais quentes, onde a temperatura alcança valores superiores a 2 10**7 K, transformam H em He por meio do ciclo CNO, desde que haja disponibilidade de 12C no seu interior. Naturalmente, esse carbono não foi produzido na própria estrela, mas já fazia parte da nuvem interestelar que deu origem a ela, ou seja, o ciclo CNO só pode ocorrer após algumas gerações de estrelas massivas terem sido formadas e completado seu ciclo de vida. Elementos como 14N e 16O podem também ser produzidos nesta fase. Alguns exemplos de reações do ciclo CNO:

QUEIMA DE He E ELEMENTOS PESADOS

O processo de queima de H ocorre até que esse combustível se esgote na região central quente, levando a um colapso desta região, incapaz de suportar o peso das camadas superiores. Há então um novo aquecimento a temperaturas acima de 108 K, quando o próprio He se funde em 12C, no processo conhecido como triplo-?, por envolver 3 núcleos de hélio, ou seja, 3 partículas alfa:

Nesta fase as camadas externas da estrela se expandem e resfriam, e a estrela torna-se uma gigante vermelha. Dependendo de sua massa, as estrelas podem desenvolver regiões com múltiplas camadas em que há reações nucleares, como por exemplo a queima de 4He em 12C no núcleo e a queima simultànea de 1H em 4He em uma camada adjacente ao núcleo e um pouco mais fria do que este. Parte do carbono formado pode também se converter em 16O, se a temperatura central for suficientemente alta. Estrelas com massas semelhantes à do Sol ou maiores, até um limite da ordem de 8 massas solares (uma massa solar é igual a 2 10**30 kg), geralmente não conseguem ir além deste estágio, isto é, não podem formar elementos químicos mais pesados, a não ser nos casos em que fazem parte de sistemas binários, onde duas estrelas giram muito próximas uma da outra. Acima do limite de 8 massas solares aproximadamente - o valor exato depende da composição química - as temperaturas centrais atingem valores acima de 10**9 K e, em seus estágios finais de evolução, essas estrelas possibilitam a formação dos elementos mais pesados 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca e alguns de seus isótopos. Esses elementos são chamados elementos alfa, pois sua formação dá-se pela captura de um núcleo de 4He (uma partícula alfa) por um núcleo mais leve. Alguns exemplos:

Alguns destes elementos podem também ser formados na queima de C e O, como nas reações

No processo de formação de núcleos como 16O, 20Ne, etc., podem ser formados nêutrons, utlilizados mais tarde nos processos de nucleossíntese explosiva, como veremos. De modo geral, as reações nucleares são eficientes na fusão de elementos até o 56Fe, isto é, incluem também 44Sc, 48Ti, 52Cr e 56Fe. Os elementos do “grupo do ferro” são aqueles mais fortemente ligados, de modo que, acima deste elemento, as reações deixam de ser exotérmicas, interrompendo-se portanto a fase quiescente de queima nuclear.

PROCESSO-S E PROCESSO-R

Os principais processos de produção dos elementos mais pesados são o processo-s e o processo-r, sendo ambos processos em que núcleos como 56Fe e outros capturam nêutrons produzidos nas reações nucleares em fases evolutivas anteriores. O processo-s (de slow, lento) é um processo nucleossintético de captura de nêutrons em que o fluxo de nêutrons disponível não é muito alto, como acontece nos estágios finais de evolução de estrelas de massa intermediária, na fase de gigantes frias, na fase de queima hidrostática. O processo é denominado “lento” porque ocorre em escalas de tempo longas com relação ao tempo de decaimento beta. Com a captura de um nêutron e a liberação de um elétron, o número atômico aumenta, repetindo-se o processo até a formação de um novo núcleo estável. Nesse caso, um núcleo “semente” como o 56Fe pode capturar nêutrons em sucessivas reações nucleares, formando elementos como Co, Ni, Cu, Zn, etc., indo até o 209Bi, com Z = 83. Para os demais elementos além do 209Bi é necessário o processo-r (de “rápido”), em que à captura dos nêutrons segue-se o decaimento beta. Este processo está associado essencialmente a eventos explosivos energéticos, caracterizando portanto a nucleossíntese explosiva. Pode ocorrer nas explosões de supernovas de tipo II, deixando como remanescente uma estrela de nêutrons, ou seja, gerando enormes fluxos de nêutrons. Os elementos

produzidos no processo-s podem também ser formados no processo-r, mas o processo-r alcança rapidamente os números atòmicos mais altos. Além dos processos s e r, os elementos mais pesados que o ferro podem também ser produzidos pelo processo-p, de captura direta de prótons, se a temperatura for suficientemente alta. No sistema solar, os elementos Y, Ba, Sr, Zr, La e Ce são produzidos principalmente pelo processo-s, enquanto que Eu, Dy e Sm são devidos essencialmente ao processo-r. Alguns elementos, como Rb, Pr e Nd são produzidos de maneira semelhante por ambos os processos.

A NUCLEOSSÍNTESE INTERESTELAR

Podemos observar na figura 1 que os elementos Li, Be e B têm uma abundância “cósmica” muito baixa, tipicamente 10**5 a 10**6 vezes menor que os elementos vizinhos C, N e O. O isótopo 7Li é produzido na nucleossíntese primordial, pelo menos parcialmente, como vimos. Esses elementos leves são destruídos com certa facilidade pelas reações nucleares que ocorrem nas estrelas, e seus processos de formação nas estrelas não são bem conhecidos. De fato, o 6Li, parte do 7Li, assim como o 9Be, 10B e possivelmente o 11B têm uma origem totalmente diferente, sendo produzidos pelas reações de espalação que ocorrem no meio interestelar, no que se poderia chamar nucleossíntese interestelar. A nossa Galáxia, a Via Láctea, tem a forma de um disco, caracterizado por uma espessura da ordem de 1000 parsecs e um diâmetro da ordem de 30.000 parsecs (1 parsec = 3 10**13 km). Nessa região concentra-se o gás e a poeira interestelares, como podemos observar facilmente em outras galáxias vizinhas semelhantes à nossa. O gás interestelar é constituído principalmente de hidrogênio, com uma pequena proporção de elementos mais pesados. A região interestelar é constantemente atravessada pelos raios cósmicos, que são prótons, elétrons, núcleos de He e de outros elementos mais pesados, acelerados em explosões de supernovas e outros eventos energéticos. O fluxo dos raios cósmicos é bem medido e sua propagação pela Galáxia é razoavelmente bem conhecida. As reações de espalação consistem essencialmente na fragmentação de núcleos pesados que compõem os raios cósmicos pelas colisões com átomos do gás interestelar, ou, inversamente, a fragmentação de átomos pesados interestelares pelas colisões com raios cósmicos leves. O processo de fragmentação é pouco eficiente para a formação de novos núcleos, aplicando-se essencialmente aos elementos leves Li, Be e B, cujas abundàncias são muito baixas, menores ou da ordem de 10**-10 em relação ao hidrogênio. Os demais elementos podem ser produzidos de maneira muito mais eficiente nas estrelas, como vimos, obtendo abundâncias muito mais altas. As observações dos elementos leves nas estrelas é geralmente difícil, necessitando de grandes telescópios e detectores de alta resolução ou observações feitas no espaço, devido justamente à sua baixa abundància, que leva à formação de linhas espectrais fracas, facilmente misturadas com linhas dos outros elementos mais abundantes, especialmente nas estrelas mais velhas, de baixa metalicidade. Ainda assim, os resultados obtidos a partir das observações estão geralmente em bom acordo com as previsões dos modelos da interação dos raios cósmicos com os átomos do gás interestelar. Embora a maior parte de nosso conhecimento sobre a origem dos elementos se deva a estudos em nossa própria galáxia - a Via Láctea - e em galáxias próximas, como Andrômeda e as

Nuvens de Magalhães, recentemente alguns resultados interessantes têm sido apresentados sobre a composição química de objetos muito distantes, formados em épocas mais próximas da origem do universo. Esses objetos apresentam grandes desvios para o vermelho, ou redshift, de modo que a radiação emitida por eles levou cerca de 10 bilhões de anos ou mais para nos alcançar. A interpretação desses resultados ainda está em sua infância, mas, aparentemente, nos objetos formados em épocas mais próximas ao Big Bang, a formação de estrelas massivas e consequente síntese de elementos pesados foi muito rápida, o que parece necessário para explicar as abundâncias encontradas em sistemas muito antigos.