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Prof. Túlio Jorge dos Santos
(Entregue para publicação 10 de Dezembro de 2001)
Introdução
O universo nasceu de uma grande explosão que deu origem ao espaço, ao tempo, a radiação, a matéria e a tudo que nele existe.
O universo está em expansão.
Sua dinâmica é descrita pela Teoria da Gravitação Generalizada (Einstein).
A distribuição de matéria no universo é homogênea em larga escala.
Neste cenário, após a inflação oriunda da explosão primordial, resultaram os "Quarks" cujas combinações resultaram nas partículas elementares, suas combinações resultando em átomos, átomos em moléculas, e assim por diante.
Os elementos leves, se originaram nas condições extremas da explosão inicial (H, He, Be e traços de Li). Os demais elementos são produtos de condições também extremas em interiores estelares.
O Modelo Padrão
Estrelas nascem em nuvens de gás, poeira e íons fartamente existentes em galáxias. Uma dessas nuvens, quando perturbada por ondas de choque e pressão, que podem ser oriundas da explosão resultante da morte de uma estrela próxima (supernova), dispara o processo de colapso gravitacional.
Tal processo provoca elevação da temperatura e a conseqüente fusão do hidrogênio em sua região central. A imagem a seguir, obtida pelo telescópio espacial Hubble, apresenta uma dessas nuvens, que se encontra em estado perturbado. É notável as ondas de choque e pressão, provenientes de uma supernova jovem relativamente próxima.
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A energia envolvida no colapso gravitacional requer o aumento da temperatura e a conseqüente fusão do hidrogênio.
Neste cenário inicial se apresentam átomos e íons segundo a representação:
onde esferas verdes são prótons, azuis são nêutrons e pontos vermelhos são elétrons. Números romanos indicam o estágio de ionização: I para o estado neutro e II para o estado com um elétron a menos.
Na nomenclatura química cada elemento é identificado pelo número de prótons em seu núcleo.
As combinações: número de prótons / número de nêutrons identificam os "isótopos" na seqüência a seguir:
O modelo teórico para a abundância de "elementos" em fração total de massa, por temperatura (K) no tempo (s), nos minutos seguintes à grande explosão, foi desenvolvido a partir das contribuições pioneiras de Fred Hoyle e colaboradores. Sua representação abaixo, agrega resultados recentes, obtidos pela moderna física de partículas elementares:
Nucleossíntese em Estrelas
O processo de formação de elementos químicos em estrelas se chama nucleossíntese.
Em interiores estelares típicos (como o do nosso Sol), as temperaturas e/ou pressões, favorecem interações próton-próton cuja cadeia revela a anti-partícula e+ (pósitron), o n (neutrino) e a radiação g (gama). A figura abaixo apresenta os estágios de partida para a formação de elementos pesados nessas estrelas.
No primeiro estágio, dois núcleos de hidrogênio se fundem para formar o núcleo de deutério (dêuteron), emitindo um pósitron e um neutrino. O neutrino (desprovido de carga elétrica e transparente ao campo gravitacional), escapa imediatamente do interior estelar. O pósitron e o elétron mais próximo (partícula/antipartícula) se aniquilam emitindo radiação gama. A seguir o núcleo de deutério funde com o hidrogênio para formar um isótopo do hélio com dois prótons e um nêutron em seu núcleo emitindo mais radiação gama. Finalmente, dois desses núcleos se fundem para formar um núcleo de hélio e um núcleo de hidrogênio. Na figura os prótons estão numerados para facilitar o acompanhamento da cadeia.
Em interiores estelares, a temperaturas mais altas que o Sol, predomina o ciclo carbono-nitrogênio, apresentado na figura abaixo:
Esse ciclo, também conhecido como ciclo do carbono, tem inicio com a fusão de um núcleo de hidrogênio e um núcleo de carbono, tendo como produtos um isótopo do nitrogênio e radiação gama. Após a inserção de mais três núcleos de hidrogênio, o ciclo termina, tendo como produtos o núcleo de hélio e o núcleo de carbono. Na figura os quatro átomos de hidrogênio estão numerados e o carbono resultante reinicia cadeia.
Ciclos alternativos, envolvendo isótopos de oxigênio também ocorrem. Esses processos são chamados ciclo do carbono-nitrogênio-oxigênio (CNO).
Estrelas com interiores mais quentes ainda fundem núcleos de hélio para formar núcleos de carbono. Como no processo são gastos três núcleos de hélio (partícula alfa - nome derivado dos primórdios da física nuclear), ele é chamado triplo-alfa. Nesse caso, duas partículas alfa interagem para formar o berílio. Esse elemento nessa condição é muito instável existindo o tempo suficiente para interagir com uma terceira partícula alfa e produzir o carbono com emissão de radiação gama.
As frações de massa perdidas nos diferentes processos são convertidas em energia que pode ser calculada pela expressão E=mc2. No caso da conversão de quatro "hidrogênios" para um hélio menos de 1% da massa é consumida dando lugar ao equivalente em energia.
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http://www.observatorio.ufmg.br/pas36.htm
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