núcleo atómico, pode separar esse núcleo num processo conhecido como espalação. Esta é a forma esmagadora como o Universo, uma vez atingida a era das estrelas, produz novo lítio, berílio e boro. Nicolle R. Fuller/NSF/IceCube
Se você pegasse cada elemento da tabela periódica e os ordenasse pelo quão abundantes eles são no Universo, você encontraria algo um pouco surpreendente. O elemento mais comum é o hidrogénio, que compõe quase três quartos do Universo por massa. Em cerca de um quarto é hélio, produzido principalmente nos estágios iniciais do Big Bang quente, mas também produzido pela fusão nuclear que ocorre na maioria das estrelas, incluindo o nosso Sol.
Acima disso está o oxigênio em #3, carbono em #4, seguido de perto pelo néon, nitrogênio, ferro, magnésio e silício, todos os quais são produzidos nos interiores das estrelas quentes, maciças e gigantes. Em geral, elementos mais pesados são raros e elementos leves são abundantes, mas há três grandes exceções: lítio, berílio e boro. No entanto, estes três elementos são o 3º, 4º e 5º mais leves de todos. Aqui está a história cósmica de porque eles são tão raros.
hoje, como medido para o nosso Sistema Solar. Apesar de serem o 3º, 4º e 5º elementos mais leves de todos, as abundâncias de lítio, berílio e boro estão muito abaixo de todos os outros elementos próximos na tabela periódica. MHz`as/Wikimedia Commons (imagem); K. Lodders, ApJ 591, 1220 (2003) (dados)
Na sequência imediata do Big Bang quente, os primeiros núcleos atómicos formaram-se a partir de um mar ultra-energético de quarks, leptões, fotões, gluões e antipartículas. Quando o Universo arrefeceu, as antipartículas aniquilaram-se, os fótons deixaram de ser suficientemente energéticos para rebentar os núcleos atómicos, e assim os primeiros prótons e neutrões do Universo começaram a fundir-se. Se pudéssemos criar os elementos pesados encontrados no planeta Terra, o Universo poderia estar pronto para a vida desde o nascimento das primeiras estrelas.
Felizmente para os nossos sonhos do Universo nascer com os ingredientes necessários para a vida, os fótons permanecem demasiado energéticos para formar até o núcleo pesado mais simples – deutério, com um próton e um nêutron unidos – até que tenham passado mais de três minutos desde o Big Bang. Quando as reações nucleares podem prosseguir, o Universo é apenas um bilionésimo tão denso como o centro do Sol.
hélio-3 e lítio-7 como previsto pela Nucleossíntese do Big Bang, com observações mostradas nos círculos vermelhos. Note o ponto chave aqui: uma boa teoria científica (Nucleossíntese do Big Bang) faz previsões robustas, quantitativas para o que deveria existir e ser mensurável, e as medidas (em vermelho) alinham extraordinariamente bem com as previsões da teoria, validando-a e restringindo as alternativas. As curvas e a linha vermelha são para 3 espécies de neutrinos; mais ou menos levam a resultados que conflitam com os dados severamente, particularmente para o deutério e hélio-3. NASA / WMAP Science Team
Este ainda é um bom negócio, pois nos dá um Universo feito de cerca de 75% hidrogênio, 25% hélio-4, cerca de 0,01% deutério e hélio-3 cada, e aproximadamente 0,0000001% lítio. Essa pequena quantidade de lítio é o que existia antes de qualquer estrela no Universo se formar, e isso é uma coisa muito, muito boa para nós, porque o lítio é um elemento muito importante para muitas aplicações, tecnologias e até mesmo funções biológicas aqui na Terra, inclusive em humanos.
Mas uma vez que você começa a formar estrelas, tudo muda. Sim, uma vez que você atinge densidades semelhantes a estrelas junto com temperaturas que sobem mais ou menos 4 milhões de K, você começa a fundir hidrogênio em hélio; nosso Sol está ocupado fazendo isso agora mesmo. Os processos nucleares que ocorrem estão literalmente a mudar o Universo. Apenas, eles não mudam apenas as coisas da forma que desejaríamos; eles também mudam as coisas numa direção inesperada.
da cadeia protão-protão, que produz hélio-4 a partir do combustível hidrogênio inicial. Este é o processo nuclear que funde o hidrogênio em hélio no Sol e todas as estrelas gostam dele. Usuário do Wikimedia Commons Sarang
Quando você forma uma estrela, não é apenas o hidrogênio que atinge aquelas temperaturas astronomicamente altas, são todas as partículas no seu interior. Infelizmente para o lítio, estas são temperaturas que são mais do que suficientes para rebentar com ele. O lítio tem sido um dos elementos mais notoriamente difíceis de medir no Universo, principalmente por esta razão: quando chegamos aos dias atuais e podemos extrair um sinal de lítio de forma confiável, muito do que o Universo começou com já foi destruído.
“Espere”, eu posso ouvir você se opondo. “O Universo está claramente cheio destes elementos pesados: carbono, nitrogênio, oxigênio, fósforo e todos os elementos necessários à vida, até a tabela periódica do urânio e até mais além. Certamente tem que haver uma maneira de fazê-los, certo?”
Indeed, você está certo.
elementos mais pesados que o hidrogênio podem nos dar uma poderosa janela para o passado do Universo, bem como uma visão das nossas próprias origens. No entanto, cada elemento feito no passado do lítio não poderia ter vindo até nós desde os primeiros tempos no Universo, mas sim precisava de ser criado mais tarde. O usuário do Wikimedia Commons Cefeu
Quando cada estrela suficientemente grande (incluindo o nosso Sol) queima através de todo o hidrogênio no seu núcleo, a fusão nuclear abranda e pára. De repente, a pressão da radiação que segurava o interior da estrela contra o colapso gravitacional começa a cair, e o núcleo começa a encolher.
Na física, quando qualquer sistema de matéria se comprime rapidamente em relação a uma certa escala de tempo, ele se aquece. No interior das estrelas, um núcleo de hélio pode atingir temperaturas tão extremas que a fusão nuclear de hélio em carbono pode começar, através de uma reação nuclear especial conhecida como processo de tripla alfa. Em estrelas como o Sol, o carbono é o fim, e a única forma de formar elementos mais pesados é através da produção de nêutrons, o que pode elevar a tabela periódica muito lentamente.
Após a fusão do hélio ter terminado o seu curso, as camadas externas da estrela serão expelidas numa nebulosa planetária enquanto o núcleo encolhe para baixo para formar uma anã branca.
e orientações dependendo das propriedades do sistema estelar de onde elas surgem, e são responsáveis por muitos dos elementos pesados do Universo. Estrelas super-gigantes e estrelas gigantes que entram na fase de nebulosa planetária são ambas mostradas para construir muitos elementos importantes da tabela periódica através do processo s. NASA, ESA, e The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Mas há estrelas muito mais maciças do que isso, capazes de sofrer fusão de carbono à medida que o núcleo se contrai ainda mais para baixo. Estrelas onde isto ocorre fundem carbono em oxigênio, oxigênio em neônio, neônio em magnésio, e para cima e para cima até criarem silício, enxofre, argônio, cálcio e elementos até o ferro, níquel e cobalto. Quando eles finalmente ficarem sem combustível útil, terminarão suas vidas em um evento cataclísmico conhecido como supernova.
Estas supernovas são responsáveis por uma grande fração de muitos dos elementos mais pesados do Universo, enquanto outros eventos como fusões entre anãs brancas e anãs brancas ou fusões entre estrelas de nêutrons e estrelas de nêutrons produzem o restante. Entre estrelas que terminam suas vidas em nebulosas planetárias ou supernovas, assim como as fusões de seus remanescentes, podemos ser responsáveis pela esmagadora maioria dos elementos encontrados na natureza.
vida, culminando numa Supernova Tipo II quando o núcleo fica sem combustível nuclear. O estágio final da fusão é tipicamente de queima de silício, produzindo ferro e elementos semelhantes ao ferro no núcleo por apenas um breve período de tempo, antes que uma supernova se desenvolva. Muitos dos resíduos da supernova levarão à formação de estrelas de nêutrons, que podem produzir a maior abundância dos elementos mais pesados de todos. Nicole Rager Fuller/NSF
Entre os seguintes mecanismos:
- o Big Bang,
- as estrelas que queimam hidrogénio,
- as estrelas que queimam hélio (completas com a emissão e absorção de neutrões),
- as estrelas que queimam carbono e carbono (completas com o seu fim de vida em supernovas tipo II),
- as fusões de anãs brancas (produzindo supernovas tipo Ia),
- e as fusões de estrelas de neutrões (produzindo kilonovae e a maioria dos elementos mais pesados),
podemos contabilizar praticamente todos os elementos que encontramos no Universo. Há um par de elementos instáveis que são pulados – tecnécio e promécio – porque eles se decompõem muito rapidamente. Mas três dos elementos mais leves precisam de um novo método, porque nenhum destes mecanismos cria berílio ou boro, e a quantidade de lítio que vemos não pode ser explicada apenas pelo Big Bang.
originar, estão detalhados nesta imagem acima. Enquanto a maioria dos elementos se originam principalmente em supernovas ou estrelas de nêutrons fundidas, muitos elementos de importância vital são criados, em parte ou mesmo na sua maioria, em nebulosas planetárias, que não surgem a partir da primeira geração de estrelas. NASA/CXC/SAO/K. Divona
Fusíveis de hidrogênio em hélio, e hélio é o elemento #2. São necessários três núcleos de hélio para fundir-se em carbono, onde o carbono é o elemento #6. Mas e esses três elementos no meio? E quanto ao lítio, berílio e boro?
Como acontece, não há processos estelares que façam esses elementos em quantidades suficientes sem destruí-los quase tão rapidamente, e há uma boa razão física para isso. Se você adicionasse hidrogênio ao hélio, você criaria lítio-5, que é instável e se decompõe quase imediatamente. Você poderia tentar fundir dois núcleos de hélio-4 para fazer berílio-8, que também é instável e se decompõe quase imediatamente. Na verdade, todos os núcleos com massas de 5 ou 8 são instáveis.
Você não pode fazer esses elementos a partir de reações estelares envolvendo elementos leves ou pesados; não há como fazê-los em estrelas de forma alguma. No entanto o lítio, berílio e boro não existem apenas todos, eles são essenciais aos processos de vida aqui na Terra.
célula, com muitas das estruturas familiares no seu interior, incluindo as suas paredes celulares primárias e secundárias. O elemento boro é absolutamente essencial para a vida tal como a conhecemos na Terra. Sem o boro, as paredes celulares das plantas não existiriam. Caroline Dahl / cca-by-sa-3.0
Estes elementos, em vez disso, devem a sua existência às fontes mais energéticas de partículas do Universo: pulsares, buracos negros, supernovas, kilonovae, e galáxias activas. Estes são os conhecidos aceleradores de partículas naturais do Universo, expelindo partículas cósmicas em todas as direcções através da galáxia e mesmo através das vastas distâncias intergalácticas.
As partículas energéticas produzidas por estes objectos e eventos movem-se em todas as direcções, e eventualmente esbarrarão noutra partícula de matéria. Se aquela partícula que atinge se revelar um núcleo de carbono (ou mais pesado), as altas energias da colisão podem causar outra reacção nuclear que rebenta o núcleo maior, criando uma cascata de partículas de massa inferior. Tal como a fissão nuclear pode dividir um átomo em elementos mais leves, a colisão de um raio cósmico com um núcleo pesado pode, de forma semelhante, rebentar estas partículas pesadas e complexas de forma distinta.
O buraco negro supermassivo no centro do disco de acreção envia um jacto estreito e de alta energia de matéria para o espaço, perpendicularmente ao disco de acreção do buraco negro. Eventos e objetos como este podem criar partículas cósmicas enormemente aceleradas, que podem se esmagar em núcleos atômicos pesados e explodi-los em componentes menores. DESY, Science Communication Lab
Quando você esmaga uma partícula de alta energia em um núcleo maciço, o grande núcleo se divide em uma variedade de partículas componentes. Este processo, conhecido como espalação, é como a maioria do lítio, berílio e boro foi formada em nosso Universo. Estes são os únicos elementos no Universo que são formados principalmente por este processo, e não por estrelas, restos estelares, ou pelo próprio Big Bang.
Quando você olha o quão abundantes todos os elementos que conhecemos são, há uma escassez superficialmente surpreendente dos 3o, 4o, e 5o elementos mais leves de todos. Há um enorme abismo entre hélio e carbono, e finalmente sabemos porquê. A única forma de produzir estas raridades cósmicas é por uma colisão casual de partículas que se espalham pelo Universo, e é por isso que há apenas alguns bilionésimos a quantidade de qualquer um destes elementos em comparação com o carbono, o oxigénio e o hélio. A espalação dos raios cósmicos é a única maneira de fazê-los uma vez que entramos na era das estrelas, e bilhões de anos depois, mesmo esses elementos vestigiais são essenciais para o livro da vida.
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