Por que os pesos atômicos dos elementos são geralmente não inteiros?

A tabela periódica nada mais é do que um esquema organizacional dos elementos químicos. Ela foi concebida na hierarquização dos elementos em função de seus números e massas atômicas, junto ás configurações eletrônicas. O modelo da tabela consiste em uma grade de elementos, com linhas e colunas chamadas de períodos e grupos. Estes elementos são formados segundo a Teoria da nucleossíntese, em que elementos mais leves deram origem aos mais pesados com o decorrer do tempo de existência do Universo e a partir de fusões nucleares.

Como seria a tabela dos elementos se considerássemos os elementos aristotélicos. Fonte: Sciencedumb

A história da tabela periódica expressa séculos de crescimento e compreensão das propriedades dos elementos químicos e como ocorre a organização da matéria. O evento mais importante da sua história ocorreu em 1869, quando a primeira versão da tabela periódica foi publicada, pelo russo Dmitri Mendeleev (Scerri, 2006) que construiu um sistema hierárquico em cima de descobertas feitas por cientistas anteriores a ele, tais como Antoine-Laurent de Lavoisier e John Newlands.

Historicamente, a primeira ideia de elementos e constituintes da matéria surgiu com Leucipo em 478 a.c, e seu discípulo Demócrito que alegaram que tudo é formado por algo minúsculo que não podia ser quebrado. A isto eles chamaram de átomo. Em 380 a.c o filósofo Aristóteles popularizou sua ideia de que tudo que existe no cosmo é formado por quatro elementos: terra fogo água e ar em diferentes composições. Para ele, isto dava características peculiares aos objetos, e que estes componentes tendiam a naturalmente migrar para seus respectivos lugares segundo o ordenamento e a beleza do cosmo.

A história da tabela periódica reflete a descoberta dos elementos químicos. Por exemplo, a primeira pessoa na história a descobrir um novo elemento foi Hennig Brand, um comerciante alemão. Brand, em 1649, buscava a Pedra Filosofal; um objeto mítico que os alquimistas desejavam e que consistia na transformação de metais baratos em ouro. Em seus experimentos com urina humana destilada ele obteve uma substância branca brilhante, que chamou de fósforo (A Brief History of the Development of Periodic Table”). Ele manteve esta descoberta até 1680, quando Robert Boyle redescobriu o fósforo e publicou o feito. A descoberta do Fósforo ajudou a levantar a questão do que significava ser uma substância e um elemento.

Em 1661, no “The Skeptical Alchemist”, Boyle definiu um elemento como uma substância que não pode ser dividida em uma substância mais simples por uma reação química. Em seu livro ele destruiu a concepção aristotélica de que a matéria era formada por 4 elementos. Sua nova definição, simples, serviu por três séculos e durou até a descoberta das partículas subatômicas. Sua proposta pode ser entendida em simples termos práticos; se pegarmos um becker com água (H2O) e outro com água oxigenada (H2O2), eles não representam elementos, mas substâncias. Entretanto, o H e O representam elementos.

Em seu livro “Traité Élémentaire de Chimie” (Tratado Elementar de Química) escrito em 1789, Lavoisier lista um conjunto de “substâncias simples” que, segundo ele, não poderiam ser sub-divididas. Dentre elas estavam o oxigênio (nomeado pelo próprio Lavoisier), Nitrogênio, Hidrogênio, Fósforo, Mercúrio, Zinco e Enxofre, que serviu de base para a lista moderna de elementos. Este é considerado o primeiro livro que testemunha o nascimento da química como uma ciência e o fim da alquimia, que atualmente é reduzida a uma pseudociência.

A lista de Lavoisier incluía também a luz e o calor, que em sua época, eram vistos como substâncias materiais. Ele classificou essas substâncias como metais e não-metais. Muitos químicos mais tradicionais se recusaram a aceitar as revelações de Lavoisier, mas o livro foi bem aceito pela geração mais jovem. Em 1817, Johann Wolfgang Döbereiner começou a formular uma das primeiras tentativas de classificar os elementos. Em 1829, ele descobriu que podia organizar alguns os elementos em 4 grupos de três elementos, organizados segundo suas propriedades que são relacionadas. Ele classificou essas tríades em 1) Cloro, Bromo, e Iodo; 2) cálcio, Estrôncio, Bário; 3) Enxofre, Selênio, Telúrio; e 4) Lítio, Sódio, Potássio.

Em todas as tríades, a massa atômica do elemento do meio era quase exatamente a média das massas atômicas dos outros dois elementos (Chancourtois, 1862).

Em seguida, o geólogo francês Alexandre-Emile Béguyer de Chancourtois foi a primeira pessoa a perceber a periodicidade dos elementos. Isto quer dizer que os elementos semelhantes ocorrem em intervalos regulares quando eles são ordenados por seus pesos atômicos. Em 1862, ele desenvolveu uma forma primitiva de tabela periódica, que chamou de Vis tellurique (Hélice telúrica), após o elemento Telúrio cair perto do centro de seu diagrama. Como viu que os elementos dispostos em ordem crescente formavam uma espiral em função da massa atômica, Chancourtois notou que os elementos com propriedades semelhantes ficavam alinhados verticalmente. Sua publicação em 1863 incluiu um gráfico (que continha íons e compostos, além de elementos), mas o seu papel original na Rendus Academie des Scéances usava conceitos e termos de geologia (em vez de termos químicos) e não foi aceito como um diagrama. As ideias de Chancourtois receberam pouca atenção até o trabalho de Dmitri Mendeleev ser divulgado (Annales des Mines history page).

Em 1864, o químico Inglês John Newlands classificou 62 elementos conhecidos em oito grupos, com base em suas propriedades físicas (Newlands, 2003). Ele notou que muitos pares de elementos semelhantes existiam, e que diferiam por algum múltiplo de oito em número de massa, e foi o primeiro a atribuir um número atômico a cada elemento (Langmuir, 1919). Quando sua “lei das oitavas” foi apresentada na Chemistry News, comparando a periodicidade de oito a uma escala musical foi ridicularizada por alguns de seus contemporâneos. Sua palestra não foi publicada na sociedade que se defendeu da decisão dizendo que tais temas “teóricos” podem ser controversos.

A importância da análise de Newlands só foi reconhecida pela sociedade de química cinco anos depois de terem aceito o trabalho de Mendeleev. Somente no século seguinte, com a teoria de Gilbert N. Lewis sobre ligações de valência (1916) é que o octeto foi aceito a partir do trabalho de Irving Langmuir que descreveu as ligações químicas (1919), junto á importância dos oito períodos (Rinehart & Winston, 2004). A The Royal Society Chemistry reconheceu a contribuição de Newlands para a ciência em 2008 homenagendo-o como um co-descobridor da Lei Periódica dos elementos químicos (Langmuir, 1919).

A tabela periódica tal como conhecemos atualmente é fruto da concepção do químico russo Dmitri Mendeleev. Ele organizou os elementos em massa atômica, correspondendo á massa molar relativa. Costuma-se dizer que ele jogava química nas cartas durante longas viagens de trem. Mendeleev usava cartões com vários fatos, dados e características sobre os elementos conhecidos (Mendeleev, 1869). Em 1869, ele apresentou uma representação formal para a Chemical Society russa intitulada de “The Dependence Between the Properties of the Atomic Weights of the Elements”. No mesmo ano a tabela foi publicada no um jornal russo e reeditada no jornal alemão Zeitschrift für Chemie (Reed Magazine, 2009).

Mendeleev defendia que: 1) se os elementos forem organizados em função de sua massa atômica, exibem uma periodicidade aparente das propriedades; 2) os elementos que são semelhantes em suas propriedades químicas têm massas atômicas próximas (por exemplo, Pt195, Ir192 e Os190), ou que aumentam regularmente (por exemplo, K39, Rb85, Cs133); 3) a disposição dos elementos, ou de seus grupos na ordem das suas massas atômicas corresponde às suas valências e suas propriedades químicas distintas; 4) Os elementos que são os mais amplamente difundidos têm pequenos pesos atômicos; 5) A magnitude do peso atômico determina o caráter do elemento, tal como a magnitude da molécula determina o caráter de um corpo composto; 6) previu a descoberta de muitos elementos ainda desconhecidos cujo peso atômico seria entre 65 e 75; 7) A massa atômica de um elemento pode ser alterada pela constatação dos seus elementos contíguos; 8) Certas propriedades características dos elementos podem ser preditas a partir de suas massas atômicas.

A construção da tabela permitiu Mendeleev previu corretamente a descoberta de novos elementos em espaços deixados, por exemplo, o eka-silicon (Germânio), eka-aluminium (Gálio) e o eka-boron (Escândio). Assim, não houve nenhuma perturbação na tabela periódica. Mendeleev errou o valor de certas massas atômicas, mas com o avanço da química os dados foram corrigidos. Além disto, a tabela periódica Mendeleev não foi capaz de prever a existência dos gases nobres.

No entanto, quando toda esta família de elementos foi descoberta, Sir William Ramsay adicionou-os ao grupo 0, sem perturbar o conceito básico da tabela periódica. Uma única posição não poderia ser atribuída ao hidrogênio, que poderia ser colocada quer no grupo de metais alcalinos, ou no grupo de átomos de halogênicos, ou ainda, entre o boro e carbono (Reed Magazine, 2009).

Um químico alemão, Lothar Meyer, também estava trabalhando em uma tabela periódica e embora seu trabalho tenha sido publicado em 1864 foi feito de forma independente ao de Mendeleev, e alguns historiadores consideram-no como um co-criador da tabela periódica.

A tabela de Meyer incluiu apenas vinte e oito elementos que não foram classificados pela massa atômica, mas pela valência, e ele nunca teve a ideia de prever novos elementos e corrigir as massas atômicas. Poucos meses depois que Mendeleev publicou sua tabela periódica dos elementos conhecidos, e previu novos elementos para ajudar a completar a sua mesa e corrigiram os pesos atômicos de alguns dos elementos, Meyer publicou uma tabela periódica praticamente idêntica. Mas a previsão precisa de Mendeleev das qualidades dos elementos desconhecidos lhe permite ter a maior parte do crédito.

Em 1864, o químico Inglês William Odling também elaborou uma tabela que era notavelmente semelhante ao quadro apresentado por Mendeleev. Odling ainda conseguiu descrever o tálio, chumbo, mercúrio e platina para os grupos corretos, coisa que o Mendeleev não conseguiu fazer em sua primeira tentativa. Odling não conseguiu alcançar o reconhecimento, uma vez que suspeita-se que como Secretário da Chemical Society de Londres foi fundamental em desacreditar o trabalho de Newlands sobre a tabela periódica.

Tabela Periódica Completa. Clique para ampliar

Em 1914, um ano antes de ser morto em Gallipoli, o físico Inglês Henry Moseley encontrou uma relação entre o comprimento de onda de raios-X de um elemento e seu número atômico. Ele foi capaz de re-seqüênciar a tabela periódica em função da carga nuclear, e não pela massa atômica. Antes desta descoberta, os números atômicos eram números seqüenciais com base na massa atômica de um elemento. A descoberta de Moseley mostrou que os números atômicos eram de fato com base em medições experimentais.

Utilizando estas informações de comprimentos de onda de raios-X, Moseley colocou Argônio (cujo número atômico Z = 18), antes de potássio (Z = 19), apesar do fato de que amassa atômica do Argônio (39,9), ser maior do que a do potássio (39,1). A nova ordem estava de acordo com as propriedades químicas destes elementos, uma vez que o argônio é um gás nobre e o potássio é um metal alcalino. Da mesma forma, Moseley organizou o Cobalto e Níquel foi e explicou porque o Telúrio ocorre antes de iodo, como havia sido proposto por Mendeleev.

A Tabela é originalmente do químico inglês Henry Hubbard do século 20 que a fez um rearranjo da Tabela Periódica de Mendeleyev. Esta Tabela é original do ano de 1924, e foi remodelada intacta nos anos 40, nos EUA. Clique para ampliar. Fonte: Para gostar da Química.

Moseley mostrou muitas outras lacunas em sua época, como os números atômicos 43 e 61, ocupados pelo Tecnécio e Promécio.

Em 1943, durante o Projeto Manhattan o químico Glenn T. Seaborg teve dificuldades em isolar os elementos Amerício e Cúrio, pois estes elementos pertenciam a uma série diferente. Isto explicava porque suas propriedades químicas eram diferentes. Em 1945, ele propôs uma mudança significativa para na tabela de Mendeleev: a série dos Actinídeos.

É um conceito de estrutura eletrônica para elementos pesados, prevendo que este grupo forma uma série de transição análoga à série de elementos de terras raras Lantanídeas, que hoje é aceito. A série Actinídea compreende os elementos de Actínio ao Lawrêncio.

Em 1913 o físico dinamarquês Niels Bohr revisou e melhorou o modelo atômico de Rutherford, modelo clássico de átomo semelhante ao sistema solar. Borh descreveu uma eletrosfera circular dividida em camadas de energia. Isto abriu caminho para uma visão quântica da eletrosfera em que cada camada tinha valores de energia específicos e saltos quânticos dados pelos elétrons ocorriam entre uma camada e outra. Estes saltos determinariam a absorção ou liberação de energia. O pai da física quântica Erwin Schrödinger estabeleceu que cada elétron da eletrosfera de um átomo possui uma determinada quantidade de energia. Assim, cada elétron só permanece no nível e subnível de energia correspondente. Desta forma, a distribuição dos elétrons em seus níveis e subníveis de energia é feita de forma crescente. Isto abriu caminho para que o físico quântico e bioquímico Linus Pauling desenvolve-se um esquema conceitual que permitia descrever a distribuição eletrônica dos átomos da tabela periódica. Isto lhe rendeu um prêmio Nobel de Química em 1954.

Distribuição eletrônica do Vanádio (23V) – 1s2, 2s2, 2p6,3s2, 3p6, 4s2 e 3d3. O vanádio é um metal de transição que é relativamente mole e dúctil. Tem algumas aplicações nucleares devido a sua baixa captura de nêutrons. É um elemento químico essencial em alguns seres vivos, embora sua função não seja totalmente conhecida. É usado para a produção de aços inoxidáveis para instrumentos cirúrgicos e ferramentas, em aços resistentes a corrosão e, misturado com alumínio em ligas de titânio é empregado em motores á reação. Emprega-se em alguns componentes de reatores nucleares. Além disto, faz parte de alguns imãs supercondutores. Alguns compostos de vanádio são utilizados como catalisadores.

O diagrama de Pauling representa os níveis, que são as camadas eletrônicas do átomo. Ele estabeleceu sete níveis enumerados de forma crescente partindo do mais próximo ao núcleo em direção á periferia da eletrosfera e denominou letras para estes níveis K, L, M, N, O, P e Q. Além disto, descreveu que existem no máximo quatro subníveis, que são: s, p, d, f.

Com isto as propriedades dos átomos referentes á sua massa e número atômico ficaram disponíveis e sua configuração eletrônica pode ser mensurada e introduzida na tabela periódica.

Recentemente, em 2016 quatro novos elementos químicos foram oficialmente reconhecidos. São alguns dos elementos mais pesados já descoberto, com números atômicos de 113, 115, 117 e 118. Eles serão nomeados pelos pesquisadores que os identificaram e ocuparão o lado direito na sétima fileira da tabela periódica.

Elementos com mais de 92 prótons são instáveis e normalmente não são encontrados na natureza, mas os pesquisadores têm trabalhado por décadas para sintetizá-los e provar a sua breve existência. A União Internacional de Química Pura e Aplicada (IUPAC) avalia a evidência para cada novo elemento, decidir quando é forte o suficiente para justificar o reconhecimento oficial e quem deve receber o crédito pela descoberta.

Novos elementos encontrados. Clique para ampliar

Os pesquisadores primeiro alegaram ter criado o elemento mais pesado conhecido com o número atômico 118, no ano de 1999, mas os dados que o estudo apresentou acabaram sendo criticados por terem sido supostamente fabricados. As descobertas reais dos quatro novos elementos vieram entre 2002 e 2010, graças a uma série de experiências com aceleradores de partículas. Os aceleradores de partículas dispararam feixes de núcleos mais leves em amostras de elementos pesados, quebrando o núcleo de átomos ou fundindo-os. A IUPAC creditou uma equipe de cientistas russos e americanos com a descoberta de elementos 115, 117, e 118. Elemento 113 vai se tornar o primeiro elemento a ser nomeado na Ásia, e o crédito pelo feito vai para um grupo de pesquisadores japoneses do Centro Riken Nishina para Accelerator Ciência baseado em Wako.

Ao estudar como os núcleos maciços dos novos elementos decadência, os pesquisadores ganharam uma visão sobre as forças que mantêm os átomos unidos. De acordo com as suas conclusões, elementos mais pesados talvez tenham conformações que são especialmente estáveis (Science Magazine, 2016).

Diante de todo este esquema de hierarquização dos elementos e suas respectivas características eletrônicas, construído historicamente pela química ficou faltando explicar como os elementos da tabela se formaram. É neste ponto que a física entra em jogo e recorre a nucleossíntese; processo pelo qual ocorre a formação de novos núcleos atômicos a partir dos núcleos pré-existentes (prótons e nêutrons) e cria o restante dos elementos da tabela periódica.

A teoria da Nucleossíntese.

Os alquímicos da Idade Média tentavam transformar metais em ouro (a chamada de transmutação). Não pelo seu valor financeiro, mas por suas propriedades anti-corrosivas e por motivos místicos (a busca do Elixir da longa vida e a cura para todas as doenças; a busca pela Pedra filosofal, um conceito místico; e a vida humana artificial, os homunculi [com Paracelso]). Hoje sabemos, para que elementos novos da tabela periódica sejam criados é preciso alterar a estrutura nuclear dos átomos. São os prótons presentes no núcleo de um átomo que determinam as propriedades dos elementos. Assim, para entender este processo devemos prestar atenção no que a física tem a nos dizer quando olha para o Universo; a origem de novos elementos ocorre a partir das nucleossínteses.

Arthur Stanley Eddington (1882-1944) foi um astrofísico britânico.

As primeiras idéias sobre nucleossíntese eram simplesmente que os elementos químicos foram formados no início do Universo, embora nenhum cenário físico foi identificado inicialmente. Aos poucos, com os estudos sobre os elementos tornaram claro que o Hidrogênio e Hélio são muito mais abundantes do que qualquer um dos outros elementos da tabela periódica. Por exemplo, todos os outros elementos da tabela periódica correspondem somente a 2% da massa do sistema solar, e é igualmente válido a outros sistemas. Ficou evidente também que o Oxigênio e de Carbono foram os próximos dois elementos mais comuns, e que havia uma tendência geral de alta abundância dos elementos leves, especialmente para aqueles compostos de números inteiros nos núcleos de Hélio-4.

Arthur Stanley Eddington sugeriu pela primeira vez em 1920 que as estrelas obtêm sua energia através da fusão de Hidrogênio em Hélio e cogitou a possibilidade de que os elementos mais pesados podem formar-se no interior das estrelas (Eddington, 1920). Esta ideia não foi totalmente aceita como um mecanismo nuclear porque pouco se sabia sobre o assunto. Nos anos seguintes a II Guerra Mundial, Hans Bethe elucidou os mecanismos nucleares que levavam o Hidrogênio a se fundir e formar o Hélio. Mas foi só com o trabalho de Fred Hoyle sobre a nucleossíntese dos elementos m

Hans Albrecht Bethe (1906-2005) foi um físico americano nascido na Alemanha

ais pesados em estrelas que o processo se tornou evidente (Nobel Prize, 1991). Em seu trabalho ele explicou como a produção de todos os elementos mais pesados se deu a partir do hidrogênio.

Hoyle propôs que o hidrogênio é continuamente criado no universo pelo vácuo e energia, sem necessidade de início universal. O trabalho de Hoyle explicou como a quantidade dos elementos aumentou com o tempo e com o envelhecimento das galáxias. O próprio conceito de Big Bang proposto em 1931 por Georges Lemaître, um físico belga, sugeriu que a expansão evidente do Universo se contratadas para trás no tempo continuaria a produzi-lo. Isso traria toda a massa do Universo a um único ponto, um “átomo primordial“, para um estado em que o tempo e o espaço não existiam. Hoyle mais tarde introduziu ao modelo de Lemaître o termo Big Bang, não percebendo que era necessário que o modelo de Lemaître explicasse a existência do deutério e nuclídeos entre hélio e carbono, assim como a quantidade fundamentalmente alta de hélio presente, não apenas nas estrelas, mas também no espaço interestelar. Para entender como isso aconteceu é preciso unir dois modelos, o de Lemaître e Hoyle para caracterizar as nucleossínteses.

Assim, o objetivo da teoria da nucleossíntese é explicar abundâncias muito diferentes dos elementos químicos e seus vários isótopos do ponto de vista de processos naturais. O estímulo primário para o desenvolvimento desta teoria foi unir a abundância dos elementos e o número atômico dos elementos. Tais quantidades, quando traçadas em um gráfico em função do número atômico, tem uma estrutura em serrilhada, irregular que varia de acordo com fatores até dez milhões (Donald, 2003). Um estímulo muito influente para pesquisa nucleossíntese foi uma tabela de abundância criada por Hans Suess e Harold Urey em 1957 na qual se basearam em quantidades não fracionados dos elementos não-voláteis encontrados dentro de meteoritos (Suess & Urey, 1957).

Gráfico sobre a proporção dos elementos da tabela periódica exibido em uma logarítmica escala onde a estrutura irregular é visualmente suprimida pelas muitas potências de dez calibradas na escala vertical.

Há uma série de processos astrofísicos responsáveis pela nucleossíntese. A maioria destes ocorrem internamente as estrelas, e em cadeia de processos de fusão nuclear que são conhecidos como queima de hidrogênio (através de uma cadeia próton-próton ou o ciclo CNO), a queima de Hélio, a queima de Carbono, a queima de neon, a queima Oxigênio e queima de Silício. Estes processos são capazes de criar elementos da tabela periódica, incluindo Ferro e Níquel. Para uma estrela, esses dados são fundamentais, pois uma vez que o processo de nucleossíntese chega a elemento Ferro-56, a continuação deste processo consome energia, pois a adição de fragmentos aos núcleos libera menos energia do que a requerida para liberá-los dos núcleos-pais. Se a massa do núcleo superar um determinado limite (conhecido como limite de Chandrasekhar) a pressão de degeneração de elétrons será insuficiente para suportar o peso devido à força da gravidade, e o núcleo entrará em colapso, formando uma estrela de nêutrons ou, caso os núcleos excedam outro limite (conhecido como limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) formam um buraco negro.

Na região de nucleossíntese, dentro dos quais os isótopos com a maior energia de ligação por núcleo são criados, os elementos mais pesados podem ser montados dentro de estrelas por um processo de captura de neutrons conhecido como o processo-s ou em ambientes explosivos, tais como supernovas. Alguns desses outros incluem o processo-r, que envolve a captura de neutrons rápidos. Há ainda o processo-rp e o processo-p no qual resultam na fotodesintegração de núcleos já existentes. Sendo assim, há diversos processos pela qual a nucleossíntese ocorre e destacaremos aqui três fenomenos em que ocorrem: no Big Bang, na evolução estelar e em supernovas. Dentro desses três pontos é possível criar uma tabela periódica observada sob a perspectiva da nucleossíntese (Donald, 1883).

Tabela Periódica em função das nucleossínteses

A Nucleossíntese do Big Bangocorreu nos primeiros minutos após o início do Universo e é responsável por grande parte da abundância de 1H (Protium), 2H (Deutério), 3He (Hélio-3), e 4He (Hélio-4). Embora o 4He continue a ser produzido por estrelas em fusão e decaimentos alfa, quantidades vestigiais de 1H continuam a ser produzidas por fragmentação, desprendimento e certos tipos de decaimento radioativos, a maior parte da massa dos isótopos no Universo foi produzida no Big Bang. Os núcleos destes elementos, juntamente com alguns 7Li e 7Be são considerados como tendo sido formados entre 100 e 300 segundos após o Big Bang, quando o plasma primordial de quark-glúon formou prótons e nêutrons. Por causa do curto espaço de tempo em que ocorreu nesta nucleossíntese antes de ser parada pela expansão do universo primordial, nenhum elemento mais pesado do que o Berílio (ou possivelmente o Boro) poderia ser formado. Elementos formados durante este tempo ocorreram no estado de plasma, e só resfriaram ao estado de átomos e neutros muito mais tarde (Donald, 1883).

Existe uma forma que permite calcular os efeitos da nucleossíntese do Big Bang. Nela, utiliza-se o número bárion/fótons, que é um valor de pequena ordem (6 x 10−10) na qual corresponde à densidade de bárion e a taxa à qual núcleos colidem e reagem. Bárion é uma partícula subatômica composta por três quarks. Estes, por sua vez, são partículas elementares, um dos dois elementos básicos que constituem a matéria (o outro é o lépton). Quarks se combinam para formar partículas compostas, chamadas hádrons (como os bárions e os mésons).

A partir dessa relação bárion/fóton é possível derivar abundâncias dos elementos. Embora a proporção de bárions por fótons seja importante para estabelecer esta determinação, o valor preciso, faz pouca diferença para o quadro geral. Sem grandes mudanças para a teoria do Big Bang em si, a abundância em massa é de cerca de 75% de Hidrogênio-1, 25% de Hélio-4, 0,01% do deutério e Hélio-3 e alguns vestígios de Lítio (na ordem de 10−10), além dos elementos mais pesados. Por exemplo, vestígios de Boro foram encontrados em algumas estrelas muito antigas que deram origem a questionamentos sobre como poderiam ter se originado e que não foram previstas pela teoria mas que poderiam ter sido produzidos no Big Bang. A questão ainda não está resolvida (The New York Times, 1992), embora as evidências sejam consistentes com a teoria do Big Bang.

De forma geral, tal nucleossíntese começou poucos segundos após o Big Bang, quando o Universo tinha resfriado o suficiente para permitir núcleos de deutério sobreviver a interrupção por fótons de alta energia. Isto ocorreu de modo independente a teor de matéria escura, uma vez que o universo foi dominado radiação durante um longo tempo, e este componente dominante controla a relação temperatura/tempo. A presença abundante de prótons e nêutrons acompanha argumentos termodinâmicos simples que estão combinados com a maneira a qual a temperatura média do Universo muda com o tempo. Se as reações necessárias para atingir os valores de equilíbrio termodinamicamente favorecidas são muito lentas quando comparadas com a mudança de temperatura provocadas pela expansão, tais abundâncias teriam permanecido em algum valor específico de não-equilíbrio (Bertulani, 2013).

A combinação termodinâmica e as mudanças trazidas pela expansão cósmica permitem calcular a fração de prótons e nêutrons com base na temperatura neste momento. E os dados indicam que havia cerca de sete prótons para cada nêutron no início da nucleossíntese pós-Big-Bang. Esta fração a favor dos prótons ocorre porque a sua massa é mais baixa no que diz respeito à produção de neutrons. Nêutrons livres decaem para prótons com uma meia-vida de aproximadamente 10,2 minutos; uma escala de tempo mais longa do que os primeiros 3 minutos na nucleogênese (tempo durante o qual uma fração substancial deles foram combinados com prótons em deutério e, em seguida, He-4). A sequência destas cadeias da reação é mostrado na imagem (Bertulani, 2013).

A sequência de cadeias da reação na nucleossíntese do Big Bang. Clique para ampliar

Uma das características da nucleossíntese do Big Bang é que as leis físicas e constantes que governam o comportamento da matéria e energia são muito bem compreendidos pelos físicos e, portanto, para compreender fundamentalmente tal nucleossíntese falta somente fechar algumas incertezas especulativas que caracterizam períodos anteriores na vida do Universo. Outra característica é que o processo de nucleossíntese é determinado pelas condições da fase inicial do universo, de forma independentemente do que aconteceu antes.

Assim, a medida que o Universo se expande e esfria os prótons e nêutrons livres são menos estáveis do que núcleos de Hélio, e os prótons e nêutrons têm uma forte tendência para formar Hélio-4. Para formar o Hélio-4 há um passo intermédio; a formação de deutério. Antes da nucleossíntese começar, a temperatura foi elevada suficiente para muitos fótons terem energia superior à energia de ligação de deutério, consequentemente, qualquer deutério que foi formado foi imediatamente destruído (em um processo chamado de gargalo de deutério). Assim, a formação de Hélio-4 é atrasada até que o universo torna-se “frio” o suficiente para permitir a sobrevivência do deutério (cerca de T = 0,1 MeV). Após isto, houve uma súbita explosão de formação elementos e não muito tempo depois (cerca de 20 minutos após o Big Bang), o universo se tornou favorável a qualquer outra fusão nuclear e a nucleossíntese ocorrer. A abundância dos elementos foram quase fixas e a única mudança foi o resultado do decaimento radioativo de alguns produtos da nucleossíontese, como o trítio (Weiss, 2007).

Quase no final dessa cadeia, se ela ocorrer por apenas um curto período de tempo, uma vez que o Hélio não se deteriora nem combina facilmente para formar núcleos mais pesados (já que não há núcleos estáveis com números de massa de 5 ou 8), então o Hélio não se combina facilmente com qualquer prótons, ou com ele próprio. Uma vez que as temperaturas são reduzidas, em cada 16 núcleos (2 neutrons e 14 protons), quatro destes (25% das partículas da massa total) combinam rapidamente para um núcleo de Hélio-4.

Isto produz um Hélio para cada 12 átomos de hidrogênio, o que resulta em um Universo que é um pouco mais de 8% de Hélio em número de átomos, e 25% de Hélio em massa.

A teoria da nucleossíntese pelo Big Bang explicando a presença excessiva de Hélio-4 é necessária, e como não há muito mais do que o Hélio-4 que pode ter explicado pela nucleosíntese estelar outras sínteses entram mais adiante. Estes dados são importantes pois permitem verificar e calibrar dados da teoria do Big Bang. Se a presença de Hélio observado é muito diferente de 25%, então isso poderia representar um sério desafio a teoria do Big Bang. Este seria particularmente o caso, se no início a abundância de Hélio-4 fosse muito menor do que 25%, porque é difícil destruir Hélio-4. Por alguns anos (da década de 90), as observações sugeriam que este seria o caso, mas novas observações posteriores foram sendo feitas e se tornaram consistentes com a teoria do Big Bang (Bludman, 1998).

Fonte: Hiperciência

No caso do deutério, em alguns aspectos ocorre o exato oposto ao caso do Hélio-4. Enquanto este é muito estável e muito difícil de destruir, o deutério é um pouco e fácil. Temperaturas, tempo e as densidades foram suficientes para combinar uma fração substancial dos núcleos de deutério para formar Hélio-4, mas insuficiente para fazer progredir o processo de utilização de Hélio no passo seguinte de fusão. A nucleossíntese do Big Bang não converteu todo deutério no Universo em Hélio-4 devido à expansão que resfriou o Universo e reduziu a densidade e, consequentemente promoveu um corte na conversão antes de poder avançar ainda mais. Uma consequência disto é que, ao contrário do Hélio-4, a quantidade de deutério é muito sensível às condições iniciais. Quanto mais denso o Universo inicial era, mais deutério seria convertido em Hélio-4 antes que o tempo esgotasse a densidade e menos deutério permaneceu para contar história. Não se sabe se processos pós-Big Bang podem produzir quantidades significativas de deutério. Desta forma, a abundância de deutério sugere que o Universo não é infinitamente velho, o que está de pleno acordo com a teoria do Big Bang (Toback, 2009).

Durante a década de 70, houve grandes esforços para encontrar fenômenos cósmicos que pudessem produzir o deutério, entretanto, os que foram encontradas produziam outros isótopos de deutério. O problema foi que, enquanto a concentração de deutério no Universo é consistente com o modelo do Big Bang como um todo, é muito alta para ser consistente com um modelo que pressupõe que a maior parte do Universo é composta de prótons e nêutrons. Se uma parte do início do Universo é composta de prótons e nêutrons, a densidade do Universo é tal que a maior parte do deutério observada atualmente teria sido queimada em Hélio-4. A explicação mais convencional para a abundância do deutério é que o Universo não consiste principalmente de bárions, mas que matéria não-bariônica (também conhecida como matéria escura) compõe a maior parte da massa do Universo. Esta explicação também é consistente com cálculos que mostram que um Universo feito principalmente de prótons e nêutrons seria muito mais aglomerado do que é observado (Cyburt et al, 2008).

Na Nucleossíntese Estelaro processo nuclear pelo qual novos núcleos são produzidos ocorre em estrelas durante a evolução estelar. Ela é responsável pela abundância galáctica de elementos como o carbono e o ferro. As estrelas atuam de forma termonucleares em que Hidrogênios são fundidos em Hélio e estes são fundidos em núcleos mais pesados e cada vez em temperaturas mais altas (Donald, 1883). De particular importância é Carbono, porque a sua formação a partir de Hélio é um gargalo de todo o processo de nucleossíntese. O Carbono é produzido pelo processo triplo-alfa em todas as estrelas.

Processo triplo-alfa

O Carbono é também o principal elemento que provoca a liberação de nêutrons livres dentro de estrelas. Estes deram origem ao processo-s, em que a absorção lenta de neutrons converte o Ferro em elementos mais pesados que o Ferro e níquel. Os produtos da nucleossíntese estelar são geralmente disperso no gás interestelar através de episódios de perda de massa e os ventos estelares com pouca massa. Os eventos onde ocorre a perda de massa podem ser visualizados hoje na fase planetária de nebulosas durante a evolução de estrelas de baixa massa, e no final da vida útil, a explosão de estrelas ocorre, e a isto damos o nome de supernova (Donald, 1961).

A primeira evidência direta de que a nucleossíntese ocorre em estrelas foi a observação astronômica do gás interestelar que tornou-se enriquecido com elementos mais pesados com o passar do tempo. O resultado foi que estrelas que nasceram a partir dele no final da galáxia, formaram com muito maior abundância os elementos do processo dominante é o ciclo CNOados iniciais do que aqueles que tinham se formado anteriormente. A detecção do elemento Tecnécio (43Tc) na atmosfera de uma estrela gigante vermelha, em 1952 (Merrill, 1952) foi detectada através de espectroscopia e forneceu a primeira evidência de atividade nuclear em estrelas. Isto porque o Tecnécio é radioativo, com uma meia-vida muito menor do que a idade da estrela e sua abundância deve refletir uma síntese recente dentro dessa estrela. A evidência mais consistente da origem estelar de elementos pesados vem da grande quantidade de elementos estáveis específicos encontrados na atmosfera de estrelas do ramo assintótico gigante (RAG sigla em inglês). O RAG é uma região (de um diagrama feito por Hertzsprung-Russell) na qual há estrelas de baixa e moderada massa. Este é um período de evolução estelar que ocorre em todas as estrelas entre 0,6 a 10 massas solares, no fim de sua vida. Visualmente, uma estrela deste ramo aparece como uma gigante vermelha (estrela grande e luminosa de massa pequena ou intermediária entre 0,5 e 10 massas solares numa fase avançada da evolução estelar). Em seu interior há um núcleo central e inerte de Carbono e Oxigênio e uma camada em torno do núcleo onde a fusão do Hélio ocorre. Há ainda uma terceira camada em torno da última, onde fusão do Hidrogênio ocorre (Lattanzio & Forestini, 1998).

Fred Hoyle (1915-2001) foi um astrônomo britânico.

Observações feitas pelos cientistas identificaram a abundância de Bário, algumas delas de 20-50 vezes maior do que a encontrada em estrelas não evoluídas. Isto é evidência da operação do processo-s dentro de tais estrelas. Muitas evidências modernas de nucleossíntese estelar são fornecidas pelas composições isotópicas de stardust (poeira estelar), formada por grãos sólidos condensados a partir dos gases de estrelas individuais e que foram extraídas de meteoritos. As composições isotópicas desses grãos de poeira estelar demonstram muitos aspectos da nucleossíntese dentro das estrelas a partir do qual os grãos são condensados durante episódios de perda de massa no final da vida util de uma estrela (Donald & Nittler, 2004).
Nos núcleos mais baixos de estrelas como o Sol, o processo dominante é a cadeia próton-próton (reação de cadeia pp). Isto cria um núcleo de Hélio-4 através de uma sequência de reações em cadeia que começa com a fusão de dois prótons para formar um núcleo de deutério (um próton mais um neutron) juntamente com um pósitron ejetado e um neutrino (Böhm-Vitense, 1962).

O processo subsequente de queima Deutério irá consumir qualquer um deles pré-existente encontrado no núcleo. O ciclo de reação de cadeia pp é relativamente insensível à temperatura, de modo que este processo de queima de Hidrogênio pode ocorrer em até um terço do raio da estrela e ocupam metade massa da estelar. Como resultado, em estrelas de acima de 35% da massa do nosso Sol (Reiners & Basri, 2009) o fluxo de energia para a superfície é suficientemente baixo para que a região do núcleo continue a ser uma zona de radiação, em vez de se tornar convectivo (de Loore & Doom, 1992). Em cada ciclo de fusão completa, a reação libera cadeia pp cerca de 26,2 MeV (Böhm-Vitense, 1962).

Em estrelas de massa mais elevadas, o processo dominante é o ciclo CNO, que é catalítico e usa Carbono, Nitrogênio e Oxigênio como intermediários para a produção de um núcleo de Hélio (Böhm-Vitense, 1962). Durante um ciclo CNO completo, 25,0 MeV de energia é liberada.

Este ciclo é composto de seis etapas, onde núcleos de Carbono, Nitrogênio e Oxigênio atuam como catalisadores na formação de uma partícula-α, ou seja, um núcleo de Hélio.

Ciclo CNO

O processo é simples e inicia com um próton (1H) que colide com um núcleo de Carbono (12C), convertendo-o em um isótopo radioativo de Nitrogênio (13N). O resultado é a liberação de radiação-gama (γ). O núcleo de Nitrogênio então emite um neutrino e um pósitron, transformando-se em um isótopo de Carbono (13C). Com a colisão de um segundo próton com este núcleo, ele acaba convertido em um isótopo estável de Nitrogênio (14N), e também há a liberação de radiação gama. Quando é atingido por mais um próton, o núcleo de Nitrogênio é convertido em um isótopo de Oxigênio (15O) e liberam mais raios gama. O Oxigênio decai ao isótopo de Nitrogênio (15N) liberando um neutrino e um pósitron. Por fim, a colisão com um quarto próton quebra o 15N em um núcleo de Hélio (4He) e o átomo de Carbono inicial (12C), dando novamente continuidade ao ciclo. Toda energia é liberada na forma de raios gama e neutrinos (partículas neutras leves que escapam pelo espaço na velocidade da luz). Os pósitrons que são formados acabam sendo aniquilados por seu correspondente em anti-matéria, os elétrons. Isto acabara gerando os fótons de radiação gama. Em uma equação global do processo CNO temos: 4 1H + 2 e— → 4He + 2νe + γ onde quatro prótons e dois elétrons são transformados em um núcleo Hélio-4 , dois neutrinos e  radiação gama (energia total liberada a cada ciclo é de 4×10−12J)

A diferença de energia em comparação com a reação em cadeia pp é contabilizada pela energia perdida através da emissão de neutrinos (Böhm-Vitense, 1962). O ciclo CNO é muito sensível à temperatura, por isso é altamente concentrada no núcleo. Cerca de 90% da geração de energia de ciclo CNO ocorre no interior, em 15% da massa da estrela (Simon, 2010). Isso resulta em um intenso fluxo de energia para o exterior que não pode ser sustentado por transferência radioativa. Como resultado, a região do núcleo torna-se uma zona de convecção, agitando a região de queima de Hidrogênio e mantém bem misturada com a região rica em prótons circundantes (Karttunen & Oja, 2007). Esta convecção que ocorre no núcleo de estrelas gera o ciclo CNO representando cerca de 20% de a energia total.

Com o envelhecimento da estrela e a temperatura do núcleo aumenta, a região ocupada pela zona de convecção diminui lentamente de (Simon, 2010).

O processo de queima de Hidrogênio que ocorre no interior da estrela é determinado pelas diferenças de temperatura entre as duas reações. A reação de cadeia pp começa a temperaturas em torno de 4 × 106 K, (Reid & Hawley, 2005) sendo o mecanismo dominante nas estrelas menores. Uma cadeia CNO que faz a auto-manutenção (como descrito acima) requer uma temperatura mais elevada, porvolta de 15 × 106 K, e vai aumentando progressivamente a eficiência em relação a reação de cadeia pp (Salaris & Cassisi, 2005). Acima de cerca de 17 × 106 K, o ciclo CNO torna-se a fonte dominante de energia. Esta temperatura é alcançada nos núcleos de estrelas com pelo menos 1,3 vezes a massa do nosso Sol (Schuler et al, 2009).

Nosso Sol tem uma temperatura de núcleo de cerca de 15,7 × 106 K e apenas 0,8% da energia produzida vem do ciclo CNO (Goupil et al, 2011). Como o passar do tempo a temperatura do núcleo vai subir, resultando em uma contribuição cada vez maior de seu ciclo de CNO (Simon, 2010). Uma vez que uma estrela com 0,5 a 10 vezes a massa do noss Sol consome quase todo o Hidrogênio em seu núcleo, começa a evoluir até o ramo da gigante vermelha (citado acima). A queima do Hidrogênio ocorre em um escudo em torno de um núcleo de Hélio inerte até que há um aumento da temperatura central superando 1 × 108 K. Nesse ponto, a queima Hélio começa com um processo térmico com a contínua queima de Hidrogênio em torno de um núcleo ativo de Hélio (de Loore & Doom, 1992).

A Nucleossintese Explosiva ocorre no ambiente energético de supernovas. Supernova é um evento raro que ocorre com corpos celestes surgidos após uma explosão de estrelas com mais de 10 massas solares. Elas produzem efeitos extremamente brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis. Em apenas alguns dias o seu brilho pode intensificar-se em até 1 bilhão de vezes a partir de seu estado original, tornando-se temporariamente uma estrela tão brilhante quanto uma galáxia.

Simulação de uma Supernova

Neste processo ocorre a produção de diversos elementos químicos diferentes e foi uma das principais descobertas após o trabalho publicado por Fred Hoyle em 1954 (Synthesis of the laments from carbon to nickel, 1954). Neste tipo de nucleossíntese, também ocorre a fusão de elementos mais leves em elementos mais pesados, especialmente durante a queima de oxigênio e a queima de silício (Woosley et al, 1973). Estas reações nucleares criam elementos que vão desde o Silício até o Enxofre, Cloro, Argônio, Sódio, Potássio, Cálcio, Escândio, Titânio e os elementos do pico de Ferro como o Vanádio, Crômo, Manganês, Ferro, Cobalto e Níquel. Estes são chamados de “elementos primários“, na medida em que podem ser fundidos a partir de Hidrogênio e Hélio puro em estrelas massivas sendo que a abundância desses elementos aumentam no meio interestelar. Elementos mais pesados que o níquel são criados principalmente por uma captura rápida de nêutrons em um processo chamado o processo-r. Estes, são muito menos abundante do que os elementos químicos primários. Outros processos parecem ser responsáveis pela nucleosíntese de elementos mais pesados, conhecidos como processo rp-e na qual capturam de prótons em um processo de fotodesintegração envolvendo o processo-gama (ou processo-p).

Uma supernova ocorre em dois cenários principais. O primeiro é que uma estrela anã branca passa por uma explosão nuclear quando atinge seu limite de Chandrasekhar (quando a massa do núcleo superar um determinado limite) e depois absorve a massa de uma estrela vizinha (geralmente uma gigante vermelha).

O segundo cenário trata de um evento mais comum, e é causado quando uma estrela maciça (geralmente uma supergigante), atinge o Níquel-56 em seus processos de fusão nuclear. Este isótopo sofre decaimento radioativo em Ferro-56, que tem uma das energias de ligação mais altas dentre todos os isótopos e é o último elemento que produz uma liberação líquida de energia por fusão nuclear exotérmica. Todas as reações de fusão nuclear que produzem elementos mais pesados levam a estrela a perder energia. A pressão que suporta as camadas exteriores da estrela cai drasticamente e o envelope externo não é suficientemente apoiado pela pressão de radiação, a gravidade da estrela puxa suas camadas exteriores rapidamente para dentro e a estrela colapsa, implodindo. À medida que a estrela colapsa, estas camadas exteriores colidem com o núcleo estelar produzindo uma onda de choque que se expande para fora através do material não-fundido. As pressões e densidades são suficientes para induzir a fusão do material e a energia liberada leva a explosão da estrela criando uma zona de dispersão material da estrela para o espaço interestelar.

Simulação de uma Supernova

Depois de uma estrela completar o processo de queima de Oxigênio, seu núcleo é composto principalmente de Silício e Enxofre. Se ele tem massa suficientemente elevada, então novos eventos podem ocorrer até ao seu núcleo atingir temperaturas na faixa de 2,7-3,5 GK (230-300 keV). A estas temperaturas o Silício e outros elementos fotodesintegrados por processos energéticos envolvendo fótons térmicos liberam partículas-α (Donald, 1983). A queima do Silício difere dos estágios de fusão anteriores de nucleossíntese porque implica em um equilíbrio entre as captações de partículas-alfa e a ejeção, que estabelece a abundância de todas as particulas-α de elementos na seqüência em que cada captura dessas partículas é contrastada por sua reação inversa. Isto quer dizer que a ejeção de uma partícula-α por fótons térmicos cria uma sequencia específica:

28Si + 4He ↔ 32S + fóton;

32S + 4He ↔ 36Ar + fóton;

36Ar + 4He ↔ 40Ca + fóton;

40Ca + 4He ↔ 44Ti + fóton;

44Ti + 4He ↔ 48Cr + fóton;

48Cr + 4He ↔ 52Fe + fóton;

52Fe + 4He ↔ 56Ni + fóton;

e por fim 56Ni + 4He ↔ 60Zn + fóton

Nestes casos, reações opostas rápidas não são determinadas por sistemas eficazes da captura de partículas-α, pelo contrário, eles são determinados pelos valores de abundâncias que tendem a equilibrar as velocidades das correntes opostas as reações rápidas. Essa quantidade excessiva assume um valor fixo que consegue equilíbrar-se. Este estado é chamado de “quasiequilibrium” (Bodansky & Donald, 1968). O acúmulo deste estado corta o 56Ni porque a captura de partículas-α torna-se mais lenta enquanto a ejeção de núcleos mais pesados se torna mais rápida.

Núcleos que não envolvem particulas-α também estão envolvidos através de muitas reações semelhantes a a do 36Ar + nêutrons ↔ 36Ar + fóton e sua reação inversa, onde as densidades livres de prótons e nêutrons também são definidas pelo quasiequilibrium. O quasiequilibrium de queima de Silício é uma construção única. A sequência de queima de todo Silício dura cerca de um dia, e o núcleo de uma estrela maciça cessa depois que o 56Ni tornou-se dominante. A queima explosiva causada quando o choque da supernova passa pela queima de Silício dura apenas alguns segundos, mas é o principal contribuinte para a nucleossíntese no intervalo de massa entre 28-60 que correspondem do Níquel ao Neodímio (Bodansky & Donald, 1968). A estrela já não pode liberar mais a energia através da fusão nuclear por causa de um núcleo com 56 núcleons (uma das partículas que compõem o núcleo atômico) e tem a menor massa por núcleon de todos os elementos na seqüência. O próximo passo na cadeia de partículas-α seria o 60Zn, que tem um pouco mais de massa por núcleo e, portanto, é menos termodinamicamente favorável. Como o 56Ni (que tem 28 prótons) tem uma meia-vida de 6,02 dias, decai através β + decaimento de 56Co (com 27 prótons), o que por sua vez tem uma meia-vida de 77,3 dias, uma vez que se deteriora a 56Fe (com 26 prótons). Em poucos minutos o 56Ni decai dentro do núcleo de uma estrela maciça. Isto estabelece o 56Ni como o mais abundante dos núcleos radioativos criados desta maneira. Sua radioatividade energiza a luz final da supernova e cria o precursor para a linha de raios-gama na astronomia.

Durante esta fase de contração do núcleo, a energia potencial gravitacional de contração aquece o interior a 5GK (430 KeV) e esta se opõe e atrasa a contração. Como nenhuma energia térmica adicional pode ser gerada através das novas reações de fusão a contração sem oposição definitiva acelera rapidamente para um colapso durando apenas alguns segundos. A parte central da estrela é colapsada em uma estrela de nêutrons. Se a estrela é grande o suficiente, gera um buraco negro. As camadas exteriores da estrela são expulsas em uma explosão desencadeada pelo choque da supernova para fora, denominada supernova Tipo II que dura dias ou meses. A explosão da supernova libera uma grande explosão de nêutrons, que sintetiza, em cerca de um segundo aproximadamente metade do fornecimento de elementos no Universo que são mais pesados do que o Ferro através dos mecanismos de captura de nêutrons (o processo-r, onde “r” representa uma rápida captura de nêutrons) (Clayton & Fishman, 1969). É este processo de amadurecimento nuclear do Universo que permitiu a origem dos elementos presentes na tabela periódica, inclusive o Carbono, fundamental para a origem da vida. Como disse o falecido astrônomo Carl Sagan “Somos poeira de estrelas” e agora temos uma ideia mais clara de onde vieram os elementos químicos que fazem parte da nossa vida em seu estágio mais essencial, as moléculas orgânicas.

Victor Rossetti

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Referências