Dona Fifi aos 19 anos.

Apostilas eletrônicas de Dona Fifi
ORIGEM dos ELEMENTOS


A formação de elementos intermediários no centro das estrelas
Curiosamente, foi o próprio Fred Hoyle, adversário 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 é.

No entanto, 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. Resta saber como essa produção acontece e como os elementos produzidos conseguem escapar da estrela. Vamos começar descrevendo as reações.

Começaremos falando do chamado "ciclo próton-próton", que é o mais simples e 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 merece uma narrativa no futuro.

Só o deutério sobrevive e irá participar de outras reações, do tipo que vimos na apostila anterior. 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 decairem, 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 3 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 4 em 4, 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 4 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. 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 situaçao da estrela nesse estágio.

Restam, agora, dois problemas. Primeiro, de onde vêm os elementos mais pesados que o ferro? E depois, como os elementos que já se formaram na estrela conseguem sair dela?

Essas perguntas intrigantes serão respondidas na próxima apostila.


Apostila 5: Elementos pesados formados nas explosões das supernovas.

Apostila 6: Como George Gamow preferiu a liberdade.