Como os elementos do universo se formaram?

A jornada dos elementos começa nos primeiros momentos do Big Bang, quando o nosso universo tinha apenas alguns segundos a alguns minutos de idade. 

Um modelo do big bang mostrando uma grande explosão que produz o resto do universo. (Crédito da imagem: imagens Getty) 

Todos sabemos que o universo contém uma vasta gama de elementos, que vão desde gases leves, como o hélio, até metais pesados, como o chumbo. Mas de onde vieram todos os elementos?

A jornada dos elementos começa nos primeiros momentos do Big Bang , quando nosso universo tinha apenas alguns segundos a alguns minutos de idade. Naquela época, todo o cosmos estava comprimido num volume milhões de vezes menor do que é hoje. Devido às densidades incrivelmente altas, a temperatura média de todo o material do universo era bem superior a um bilhão de graus, o que é mais do que suficiente para que ocorram reações nucleares.

Na verdade, estava tão quente que mesmo os prótons e os nêutrons não poderiam existir como entidades estáveis. Em vez disso, o universo era apenas um mar de partículas mais fundamentais, chamadas quarks e glúons , fervilhando em estado de plasma bruto.

Mas o universo não permaneceria assim por muito tempo. Estava se expandindo, o que significa que também estava esfriando. Eventualmente, os quarks poderiam se unir para formar os primeiros prótons e nêutrons sem serem demolidos instantaneamente. Os prótons são ligeiramente mais leves que os nêutrons, o que lhes deu uma vantagem nesta fase inicial de produção de partículas.

Depois que o universo completou alguns minutos, ficou frio demais para criar novos prótons e nêutrons. Portanto, essas primeiras partículas pesadas eram as únicas que o universo iria produzir (fora as futuras raras interações de alta energia).

Quando as partículas pesadas finalmente congelaram, havia cerca de seis prótons para cada nêutron. Os nêutrons por si só não são estáveis; eles decaem com meia-vida de cerca de 880 segundos. Imediatamente, alguns dos nêutrons começaram a decair, enquanto o restante começou a se ligar aos prótons para formar os primeiros núcleos atômicos.

De todos os elementos leves, o hélio-4, que consiste em dois prótons e dois nêutrons, tem a maior energia de ligação, o que significa que é o mais fácil de formar e o mais difícil de quebrar. Portanto, quase todos esses nêutrons foram utilizados na produção de hélio-4.

A partir de cálculos como este, os cosmólogos podem prever que o Universo começou com uma mistura de cerca de 75% de hidrogénio (que é apenas um protão nu), 25% de hélio e uma pequena dispersão de lítio – que é exactamente o que os astrónomos observam.

Nucleossíntese estelar

A próxima etapa no aparecimento dos elementos teve que esperar pela primeira geração de estrelas , que só começou a brilhar centenas de milhões de anos após o Big Bang. As estrelas se alimentam por meio da fusão nuclear , transformando hidrogênio em hélio. Este processo deixa um pouquinho de energia sobrando. Mas as estrelas têm tanto hidrogénio disponível que podem queimar durante milhares de milhões, ou por vezes biliões, de anos.

Perto do fim das suas vidas, estrelas como o Sol passam a fundir o hélio, transformando-o em carbono e oxigénio antes de morrerem como nebulosas planetárias . É por isso que o carbono e o oxigênio são tão abundantes no universo; depois do hidrogênio e do hélio, eles são os elementos mais comumente produzidos. Na verdade, o oxigênio é o elemento mais comum na Terra , embora a maior parte dele esteja ligada a silicatos para formar o solo sob seus pés.

Estrelas mais massivas — aquelas com pelo menos oito vezes a massa do Sol — fundem elementos ainda mais pesados ​​nos seus núcleos. Especialmente nas últimas semanas, dias e até horas, as estrelas mais massivas do Universo criam azoto, néon, silício, enxofre, magnésio, níquel, crómio e ferro.

Nucleossíntese posterior

Esse é o fim da linha para a formação de elementos dentro das estrelas. As suas energias intensas são perfeitamente capazes de produzir elementos mais pesados, mas a fusão de qualquer coisa acima do ferro esgota a energia, em vez de a produzir, pelo que esses elementos mais pesados ​​aparecem apenas raramente nos núcleos de estrelas massivas.

Em vez disso, o resto dos elementos da tabela periódica são produzidos quando as estrelas morrem, o que acontece através de uma variedade de meios fascinantes, complicados e espetaculares. Estrelas menores lentamente se viram do avesso, expelindo suas entranhas por todos os seus sistemas estelares. Estrelas maiores explodem em violentos cataclismos conhecidos como supernovas .

Ambos os tipos de mortes deixam vestígios. No caso das estrelas pequenas, elas deixam anãs brancas , que são compostas quase inteiramente de carbono e oxigênio. Estrelas maiores deixam para trás esferas de nêutrons incrivelmente densas, conhecidas como estrelas de nêutrons .

O gás de uma estrela companheira pode cair sobre uma anã branca, fazendo com que ela desencadeie seu próprio tipo de explosão de supernova. Estrelas de nêutrons podem colidir entre si, liberando uma enorme quantidade de energia em um evento conhecido como quilonova .

Não importa o que aconteça, todos esses processos envolvem muita radiação, muita energia e muitas partículas voando em alta velocidade — em outras palavras, a sopa perfeita para criar novos elementos. Foi através dessas calamidades que o resto da tabela periódica surgiu.

É também através destes eventos energéticos que estes elementos se espalham para além dos limites das suas estrelas natais e para a mistura interestelar. Lá, esses elementos juntam-se a novas nuvens de gás, que eventualmente se aglutinam para formar novas gerações de estrelas que continuam o processo de reciclagem e regeneração elementar, enriquecendo lentamente o universo.

Fonte: Space.com