TOMO XX - AS SEMEADORAS DO UNIVERSO

Como se formam os elementos intermediários no centro das estrelas

Curiosamente, foi Fred Hoyle, o adversário mais 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 são atualmente.

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.

As estrelas de pouca massa como o Sol, formadas de hidrogênio e hélio, sob condições de massa e temperatura do seu centro possibilitaram a formação de átomos mais complexos como carbono, nitrogênio, silício e até o ferro. 

Tais elementos mais complexos permaneceram nos centros estelares e, mesmo que estas se tornassem gigantes vermelhas e então sucumbissem, mantinham em seu núcleo confinado tais elementos.

Só na explosão de uma supernova é que os átomos complexos se dispersam pelo espaço, juntando-se as nuvens de gás no universo como partículas de poeira. As estrelas oriundas destas nuvens são chamadas de estrelas de segunda geração como o Sol.

O processo de formação de elementos até o Ferro

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 03 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.

Estrutura estelar onde ocorrem as reações conforme a massa do astro

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.

O "ciclo próton-próton", de formação de elementos, que é o mais simples, se 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 fez parte de uma narrativa nos primeiros tomos, na chamada matéria escura.

Só o deutério sobrevive e irá participar de outras reações, do que 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 decaírem, 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 03 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 04 em 04, 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 04 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, a partir deste ponto o processo de fusão cessa, e se a estrela não for massiva estes elemento ficarão confinados em um núcleo compacto do que restar da estrela mesmo se esta se tornar uma gigante vermelha.

Síntese dos elementos pesados do universo sendo pulverizados pelo universo

Como surgiram os elementos pesados

Uma estrela massiva, em sua vida normal, só consegue produzir núcleos de elementos até o ferro-56. Mas, sabemos que elementos mais pesados existem. Como o  zinco-64, o bromo-79, a prata-107 e o ouro-197 sem esquecer nosso mais pesado elemento natural o urânio-238.
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 situação da estrela nesse estágio.

A estrela antes do final da vida antes da grande explosão a estrela lembra uma cebola com diversas camadas formadas por elementos diferenciados.

Os elementos mais pesados 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 absorvidos 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.

Supernova.

Na explosão tipo supernova em poucos minutos é 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 mais pesados 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.

 Formam-se depois do evento, grandes nuvens de poeira e gás interestelar, que formarão a partir de agora, sistemas estelares e tudo o mais que conhecemos.

 

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 mostrados 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 abundantes 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.

HIPERNOVAS

No universo temos eventos catastróficos como às supernovas que são como uma miniatura do Big Bang, ofuscando uma galáxia inteira com sua luminosidade, deixando para trás sempre um marco de sua presença como uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. As explosões chamadas como hipernovas tem um poder tão intenso que possivelmente não deixa nenhum resquício de seu pretérito ao vaporizar o núcleo estelar.