De onde vieram os elementos?

Tudo o que já existiu ou existirá foi possível por alguma permutação ou combinação dos elementos encontrados em uma tabela periódica. Esse conjunto colorido de elementos contém todo um universo de informações.

tabela periódica torna nossas vidas muito mais fáceis, mas também mais difíceis, tudo ao mesmo tempo! Isso não apenas nos ajuda a lembrar e compreender nossos elementos, mas também dá origem a questões existenciais profundas, como por exemplo, como esses elementos surgiram ?

A aparência da matéria 

Essa tentativa de descobrir as origens dos elementos químicos nos leva de volta ao início dos tempos.

Imediatamente após o Big Bang, o universo era uma sopa densa de matéria e energia. A temperatura estava em torno de 10 32 Kelvin. O universo começou a se inflar e simultaneamente esfriar (embora ainda fosse trilhões de Kelvin). As partículas elementares (quarks e elétrons) começaram a surgir.

Quando o universo tinha pouco menos de 0,0001 segundos, ele começou a experimentar uma nova forma de perturbação. A energia cósmica, que pairava sob a forma de radiação de alta energia, começou a colidir entre si.

Essas colisões produzem partículas (prótons) e antipartículas (anti-prótons) em um processo denominado formação de pares .

O universo produziu continuamente mais e mais desses pares. Por outro lado, esses pares de prótons e antiprótons estavam se aniquilando e voltando a se transformar em fótons e radiação.

Produção de pares e aniquilação

Produção de pares e aniquilação

Agora, aos 0,0001 segundos, o universo estava um pouco mais frio e os fótons haviam parado de formar novos pares, mas os pares opostos já formados continuavam a se aniquilar.

Alguém poderia pensar que, eventualmente, não haveria mais prótons, mas por sorte, o processo de produção de pares foi um pouco mais inclinado para os prótons (ainda não sabemos por quê). Depois que todos os processos cessaram, o universo ficou principalmente com fótons, junto com borrifos de luz de prótons.

universo em rápida expansão fez com que alguns prótons se chocassem contra os elétrons, dando origem aos nêutrons (para cada 7 prótons, há 1 nêutron). Nesse ponto, o universo estava alguns segundos mais velho e muito mais frio (apenas um bilhão de Kelvin).

Os prótons e nêutrons se juntaram para formar o núcleo / íon do primeiro elemento Hidrogênio (H), que posteriormente se fundiu com outro núcleo de hidrogênio para formar um núcleo de Hélio (He). Três minutos após o Big Bang, e a proporção é agora de 75% de íons H e 25% de íons de He (junto com uma quantidade insignificante de íons de lítio). Os elementos estão na forma iônica porque o universo ainda é muito quente – quente demais para formar átomos.

Aproximadamente 380.000 anos após o Big Bang foi a época da recombinação. Após anos de expansão e resfriamento, o universo estava finalmente pronto para que os núcleos capturassem os elétrons. Os íons de H e He se recombinam com elétrons e formam os primeiros átomos estáveis ​​(imagine como a aula de química teria sido fácil neste ponto!), Dando-nos nossa primeira forma de luz e efetivamente iniciando a evolução química.

No entanto, após a era da recombinação, o universo escureceu novamente.

Evolução do Universo (Designua) s

Evolução do universo desde o Big Bang (Crédito da foto: Designua / Shutterstock)

Nucleossíntese e a vida das estrelas

Com o passar do tempo, o universo esfriou ainda mais, densas nuvens de gás se juntaram devido à gravidade e criaram as primeiras regiões de formação estelar. À medida que as nuvens se juntavam, elas começaram a formar núcleos quentes e pesados ​​que não queriam ficar maiores. O núcleo quente começou a queimar-se para evitar que ainda mais nuvens se aglomerassem. Assim começou uma disputa entre a força da gravidade e a pressão de combustão no núcleo condensado. O ponto em que essas duas forças chegam ao equilíbrio é quando nasce uma estrela!

Ao longo de incontáveis ​​milênios, muitas galáxias foram formadas, cada uma com milhões de estrelas cintilantes, grandes e pequenas. E o que os mantém brilhantes? Seus núcleos em chamas.

Para evitar que seus núcleos entrem em colapso sob a gravidade, as estrelas precisavam se conectar a uma fonte constante de energia. Essa energia foi fornecida avidamente pela liberação de energia de ligação.

Imagine que 4 átomos de hidrogênio se juntam no centro da soma; dois prótons permanecem em seu núcleo, enquanto os outros dois se transformam em nêutrons (n) com a ajuda do tunelamento quântico.

Uma vez fundidos, eles formam um núcleo de hélio. O hélio formado pesa um pouco menos que a massa total de 2n e 2p. A massa que falta é o que é convertido em energia de ligação e, em última análise, alimenta uma estrela. Uma dessas reações libera 26,71 megaelétrons volts de energia … agora imagine milhões dessas interações ocorrendo a velocidades estonteantes!

Hidrogênio queimando nas estrelas

Queima de hidrogênio nas estrelas (crédito da foto: Fouad A. Saad / Shutterstock)

Ao longo da vida de uma estrela, ela passa por diferentes estágios de queima de combustível para evitar o colapso. Esse processo dá origem ao fenômeno estelar da nucleossíntese, que começa com a queima ou fusão do hidrogênio. Uma estrela passa 90% de sua vida fundindo hidrogênio em hélio. Depois que o hidrogênio se esgota, ele começa a fundir o hélio em elementos superiores. A cada novo estágio de fusão elemental, o núcleo torna-se mais denso e as camadas externas das estrelas começam a se expandir, transformando-se gradualmente em uma gigante vermelha.

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Ciclo de vida de uma estrela (Crédito da foto: Designua / Shutterstock)

Estrelas aproximadamente equivalentes à massa do nosso Sol (ou mais leve) podem produzir elementos acima do hélio somente depois de se transformarem em uma gigante vermelha (o que significa que está prestes a morrer), já que seus núcleos não são quentes o suficiente. No entanto, os núcleos de estrelas de alta massa são caldeirões perfeitos para a fusão de núcleos mais pesados ​​que o hélio para gerar energia. Deste ponto em diante no artigo, estaremos olhando apenas para estrelas massivas.

Dois átomos de hélio se fundem para dar carbono, que então se funde com outro hélio para criar oxigênio, que passa a transformar todos os elementos da tabela periódica em silício, exceto o boro e o berílio, que não são formados em uma estrela, mas em vez disso, são formados por fissão cósmica .

A volta final da evolução estelar estável é quando a queima do silício começa. Uma vez que o núcleo começa a fundir silício ao ferro, os dias da estrela estão realmente contados. Em breve, o núcleo não terá mais reações nucleares para “vencer” a gravidade. O ferro tem o núcleo mais estável do universo e fundi-lo com algo mais pesado não libera energia, mas na verdade requer energia externa. Isso marca o início do fim da vida de uma estrela massiva.

Enorme estrela em corte pré-colapso

Diferentes cascas de fusão vistas no núcleo da estrela antes do colapso (Crédito da foto: FT2 / Wikimedia Commons)

Quando o núcleo contém apenas ferro (e vestígios de níquel), ele se torna tão denso que começa a desabar sobre si mesmo. Nos últimos minutos, a estrela parece em camadas, como uma cebola. Nos segundos finais, conforme o núcleo continua a entrar em colapso, todos os átomos são pressionados uns contra os outros, o que cria uma quantidade colossal de energia e pressão. Isso envia uma onda de choque de energia pelas diferentes camadas.

Nesse ponto, a estrela se transforma em supernovas , espalhando todos os elementos que criou no espaço infinito!

Formação de elementos mais pesados ​​que o ferro

Lembra dos últimos segundos e da onda de choque que acabamos de mencionar? Conforme a estrela está morrendo e explodindo em uma supernova, ela libera uma enorme quantidade de energia (a temperatura sobe para bilhões de Kelvins) e uma nuvem muito densa de nêutrons.

Esses nêutrons interagem com os átomos dos elementos já formados. Eles passam por uma série de fusões e fissões para formar elementos até o urânio, bem como alguns elementos transurânicos como o cúrio, o califórnio e o férmio. Todo esse processo de captura rápida de nêutrons ou processo r ocorre em menos de um segundo. Elementos como ouro, platina e prata são tão raros e caros porque é necessária uma estrela moribunda para criá-los!

Tabela periódica

Origem dos elementos da tabela periódica (Crédito da foto: Creative Commons / Wikimedia Commons)

Outra rota comum é por meio de um processo muito mais lento de captura de nêutrons, também conhecido como processo s . Isso poderia ocorrer em diferentes camadas de fusão de uma estrela ou dentro de uma estrela de nêutrons que tenha muitos nêutrons e as condições certas para a captura. O mecanismo para os processos se r é o mesmo.

O núcleo de um elemento captura os nêutrons e se transforma em seu isótopo. Se o isótopo formado não é estável, o núcleo sofre decaimento beta para formar o próximo elemento estável. Assim, todos os elementos que conhecemos de ferro e até urânio foram produzidos por esse processo contínuo. Outra forma de crescimento do núcleo é via captura de prótons ou processo p

Isso é verdade para todos os elementos, exceto Technitium e Promethium, que não têm isótopos estáveis ​​que podem durar o suficiente para que possamos encontrar aqui. Todos os elementos depois do urânio são artificiais e radioativos com meia-vida curta.

Isso leva a outra questão … Como os elementos criados por uma estrela em explosão acabaram aqui na Terra?

Entrega na Terra

O universo é uma lixeira colossal; ele recicla e reutiliza cada pedaço de matéria que já foi criado por um processo chamado enriquecimento químico. Milhões de galáxias, estrelas e planetas foram formados e continuarão a se formar usando a mesma matéria primordial que sobrou após o Big Bang.

O universo jovem era ¾ Hidrogênio e ¼ Hélio, enquanto o resto da matéria era desprezível. No entanto, depois de bilhões de anos queimando e explodindo, o universo agora tem (rufar os tambores, por favor) 2% de composição de outros elementos! Isso pode parecer inexpressivo, mas em uma escala cósmica, é bastante!

Abundâncias SolarSystem

Abundância de elementos em nosso sistema solar (Crédito da foto: MHz`as / Wikimedia Commons)

Os elementos expulsos para o espaço após a morte de uma estrela eventualmente encontram seu caminho para novas regiões de formação estelar, onde estrelas jovens estão iniciando sua jornada. Devido à gravidade, algumas das estrelas mortas tornam-se parte da próxima geração de estrelas.

Depois que essas estrelas morrem, a matéria é novamente devolvida ao cosmos. Este ciclo continua indefinidamente por eras e milênios. Algo semelhante aconteceu quando nosso próprio sistema solar estava se formando. Uma grande parte disso acabou criando nossa amada grande bola de fogo, o sol. A poeira estelar restante orbitando o sol, no entanto, eventualmente se aglomerou para formar asteróides e planetas, incluindo nossa casa – a Terra.

Conclusão

Acredite ou não, mas todos os átomos em nossos corpos são mais antigos do que o próprio sistema solar! Eles foram criados em uma série de eventos após o evento que deu início a tudo há 13,8 bilhões de anos. O ouro em nossas joias e o zinco em nossas baterias foram criados nos momentos finais da vida de uma estrela. O oxigênio e o carbono em nosso refrigerante, o ferro em nosso sangue e o cálcio em nossos dentes foram forjados no coração fumegante de uma estrela. O cosmos está verdadeiramente dentro de todos nós.

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