Origem e Evolução dos Elementos Químicos: Big-Bang, Estrelas e Supernovas.
por Débora Correia Rios (Instituto de Geociências, UFBA)
A composição química da Terra é única, sendo produto de uma série de processos. Estão incluídos aí os processos responsáveis pela criação dos elementos químicos, do Sistema Solar e da própria Terra.
Poderíamos simplesmente considerar que os elementos existem, mas intelectualmente isto não é o bastante. A origem dos elementos é uma questão tanto astronômica quanto geoquímica. Os questionamentos relacionados à origem e evolução dos elementos químicos são foco da cosmoquímica, cujo objetivo é entender a distribuição e abundância dos elementos no Sistema Solar e secundariamente no Universo.
Cosmoquímica é como geologia. Enquanto olhamos para as rochas mais antigas buscando informações sobre a origem do planeta, buscam-se nas estrelas mais velhas os primeiros registros de formação dos elementos químicos. A origem dos elementos químicos está intimamente relacionada à evolução estelar, porque os elementos são sintetizados pelas reações nucleares das quais as estrelas derivam a energia que irradiam no espaço. Este conjunto de processos é conhecido como nucleossíntese.
O Universo começou a cerca de 10-20 Ga atrás com o Big Bang, ou seja, uma explosão inicial que ocorreu no princípio de tudo, quando toda a matéria e energia existente hoje estavam concentradas em um único ponto. Supõe-se que esta explosão tenha convertido energia em matéria.
A primeira das etapas de nucleossíntese é, portanto conhecida como nucleossíntese cosmológica, ou, nucleossíntese no Big Bang, e ocorreu logo depois do início do Universo, sendo responsável pelo inventário cósmico do H e He, e talvez de algum Li. Considera-se que desde o Big Bang o Universo tem estado expandindo, resfriando e evoluindo, e com isto, os nêutrons se combinaram para formar partículas que se tornaram organizadas em núcleos de H e He. A formação de núcleos atômicos mais pesados é inibida neste processo devido à instabilidade dos núcleos de massas 5 e 8. Com o resfriamento, a temperatura caiu e as reações nucleares não foram mais possíveis nesta forma.
Algum tempo após o Big Bang o universo era um gás quente, mais ou menos homogêneo. Inevitavelmente desenvolveram-se heterogeneidades no gás, que provocaram um processo de atração e colapso gravitacional. Cerca de 0,5 Ga após o Big Bang, formaram-se as proto-galáxias, as quais colapsaram gerando as estrelas... Inicia-se o processo conhecido como Nucleossíntese Estelar. Todas as estrelas da seqüência principal geram energia por reações de fusão do H, que resulta na síntese do He, seja pelo canal p-p ou pelo ciclo CNO.
No canal p-p a reação predominante continua sendo a produção de He pela queima do H. Outras reações em cadeia podem produzir He, envolvendo Li, Be e B, seja como combustível primário, ou como produtos intermediários da reação.
Uma vez que a primeira geração de estrelas entrou no ciclo evolucionário e explodiram, as nuvens de gás interestelar continham elementos de números atômicos mais altos. A presença do carbono-12, sintetizado pelas estrelas ancestrais, fez mais fácil às gerações subseqüentes de estrelas gerarem energia pela fusão do H. Assim, estrelas de geração subseqüente e massa superior a 1,1 a massa solar, produziram He pela cadeia CNO onde o C age como um catalisador nuclear, não sendo produzido nem consumido. A partir daí as reações prosseguem dependendo basicamente da massa e temperatura da estrela, e gerando elementos mais pesados até o Ferro. A fusão do Ferro não produz energia.
Adicionalmente, precisamos lembrar que, exceto pelo 7Li no Big Bang, Li, Be e B não são produzidos em qualquer outra situação. Uma idéia para a formação destes elementos é sua abundância nos raios cósmicos: eles são cerca de 106x mais abundantes nos raios cósmicos que no sistema Solar. Acredita-se que eles sejam formados pela interação dos raios cósmicos com poeira e gás interestrelar, em reações que só ocorrem ocorrem a altas energias (maiores que no Big-Bang ou no interior das estrelas), mais a baixas temperaturas, onde poderiam sobreviver. O processo é conhecido como Nucleossíntese Galáctica.
Então e os elementos mais pesados? O 56Fe tem a maior energia de ligação por núcleo, isto é, ele representa o mais estável dos núcleos. Isto implica que a fusão só libera energia até a massa 56. Acima da massa 56, as reações se tornam endotérmicas, isto é, elas consomem energia. Assim que o núcleo estelar se converte para Fe, uma fase crítica é alcançada: o balanço entre a expansão termal e o colapso gravitacional é quebrado e este estágio leva à morte catastrófica da estrela.
A morte catastrófica da estrela pode gerar uma explosão supernova, em estrelas com massas de mais de 8x a massa solar. Supernovas são eventos extremamente energéticos. Assim, o que levou milhões de anos para ser construído, é destruído em um segundo. Contudo a fotodesintegração produz um grande número de nêutrons e prótons livres, que levam a importantes processos de nucleossíntese chamados Nucleossíntese Explosiva, dando origem a todos os núcleos mais pesados que o Fe.
Leitura Recomendada
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O Universo começou a cerca de 10-20 Ga atrás com o Big Bang, ou seja, uma explosão inicial que ocorreu no princípio de tudo, quando toda a matéria e energia existente hoje estavam concentradas em um único ponto. Supõe-se que esta explosão tenha convertido energia em matéria.
A primeira das etapas de nucleossíntese é, portanto conhecida como nucleossíntese cosmológica, ou, nucleossíntese no Big Bang, e ocorreu logo depois do início do Universo, sendo responsável pelo inventário cósmico do H e He, e talvez de algum Li. Considera-se que desde o Big Bang o Universo tem estado expandindo, resfriando e evoluindo, e com isto, os nêutrons se combinaram para formar partículas que se tornaram organizadas em núcleos de H e He. A formação de núcleos atômicos mais pesados é inibida neste processo devido à instabilidade dos núcleos de massas 5 e 8. Com o resfriamento, a temperatura caiu e as reações nucleares não foram mais possíveis nesta forma.
Algum tempo após o Big Bang o universo era um gás quente, mais ou menos homogêneo. Inevitavelmente desenvolveram-se heterogeneidades no gás, que provocaram um processo de atração e colapso gravitacional. Cerca de 0,5 Ga após o Big Bang, formaram-se as proto-galáxias, as quais colapsaram gerando as estrelas... Inicia-se o processo conhecido como Nucleossíntese Estelar. Todas as estrelas da seqüência principal geram energia por reações de fusão do H, que resulta na síntese do He, seja pelo canal p-p ou pelo ciclo CNO.
No canal p-p a reação predominante continua sendo a produção de He pela queima do H. Outras reações em cadeia podem produzir He, envolvendo Li, Be e B, seja como combustível primário, ou como produtos intermediários da reação.
Uma vez que a primeira geração de estrelas entrou no ciclo evolucionário e explodiram, as nuvens de gás interestelar continham elementos de números atômicos mais altos. A presença do carbono-12, sintetizado pelas estrelas ancestrais, fez mais fácil às gerações subseqüentes de estrelas gerarem energia pela fusão do H. Assim, estrelas de geração subseqüente e massa superior a 1,1 a massa solar, produziram He pela cadeia CNO onde o C age como um catalisador nuclear, não sendo produzido nem consumido. A partir daí as reações prosseguem dependendo basicamente da massa e temperatura da estrela, e gerando elementos mais pesados até o Ferro. A fusão do Ferro não produz energia.
Adicionalmente, precisamos lembrar que, exceto pelo 7Li no Big Bang, Li, Be e B não são produzidos em qualquer outra situação. Uma idéia para a formação destes elementos é sua abundância nos raios cósmicos: eles são cerca de 106x mais abundantes nos raios cósmicos que no sistema Solar. Acredita-se que eles sejam formados pela interação dos raios cósmicos com poeira e gás interestrelar, em reações que só ocorrem ocorrem a altas energias (maiores que no Big-Bang ou no interior das estrelas), mais a baixas temperaturas, onde poderiam sobreviver. O processo é conhecido como Nucleossíntese Galáctica.
Então e os elementos mais pesados? O 56Fe tem a maior energia de ligação por núcleo, isto é, ele representa o mais estável dos núcleos. Isto implica que a fusão só libera energia até a massa 56. Acima da massa 56, as reações se tornam endotérmicas, isto é, elas consomem energia. Assim que o núcleo estelar se converte para Fe, uma fase crítica é alcançada: o balanço entre a expansão termal e o colapso gravitacional é quebrado e este estágio leva à morte catastrófica da estrela.
A morte catastrófica da estrela pode gerar uma explosão supernova, em estrelas com massas de mais de 8x a massa solar. Supernovas são eventos extremamente energéticos. Assim, o que levou milhões de anos para ser construído, é destruído em um segundo. Contudo a fotodesintegração produz um grande número de nêutrons e prótons livres, que levam a importantes processos de nucleossíntese chamados Nucleossíntese Explosiva, dando origem a todos os núcleos mais pesados que o Fe.
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FAURE, G., 1998. Principles and applications of inorganic geochemistry. Prentice Hall Ed., New Jersey., 2a. Ed., 600p.
GILL, R., 1996. Chemical fundamentals of geology. Chapman & Hall Ed., London, 2a. Ed., 290p.
WHITE, W.M., 2003. Geochemistry. On-line books. Cornell Univ., 700p.
WILSON, T., TOLEDO, M.C.M., FAIRCHILD, T.R., TAIOLI, F., 2000. Decifrando a Terra. Ed. Oficina de Textos, São Paulo, Brasil. 568p.
