• Começa com um estrondo

Como foi quando os primeiros elementos se formaram?

Nos estágios iniciais do Big Bang quente, havia apenas prótons e nêutrons livres: nenhum núcleo atômico. Como os primeiros elementos se formaram a partir deles?

Principais conclusões

• Nos primeiros estágios do Big Bang quente, não havia nenhum elemento: apenas uma “sopa” de quarks e glúons livres e primeiro, e depois prótons e nêutrons livres um pouco mais tarde.
• No entanto, na altura em que as primeiras estrelas se formaram, o Universo era composto por ~75% de hidrogénio, ~25% de hélio e uma pequena quantidade de lítio: elementos que não estavam presentes no início.
• Embora as sementes estivessem presentes para formar elementos apenas alguns segundos após o Big Bang, a criação desses elementos é um processo que leva minutos para começar, mas décadas para ser concluído. Aqui está o porquê.

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Uma das conquistas mais notáveis ​​de toda a história da humanidade é a descoberta da história científica de como o nosso Universo começou, evoluiu ao longo do tempo e se tornou como é hoje. Nos estágios iniciais do Universo, vivenciamos condições conhecidas como Big Bang quente: onde tudo era extremamente denso, energético e em rápida expansão. Nestes estágios iniciais, não havia estados ligados – nem átomos, nem núcleos atômicos, nem mesmo prótons e nêutrons – apenas um plasma livre e quente de partículas e antipartículas. À medida que o Universo se expande, no entanto, ele esfria, e isso resulta em inúmeras coisas, incluindo:

• matéria vencendo a antimatéria ,
• a quebra de simetria eletrofraca e o Higgs dando massa ao Universo ,
• o formação de prótons e nêutrons ,
• e a aniquilação da última antimatéria do nosso cosmos .

Quando o Universo completa 3 segundos, não há mais quarks livres; não há mais antimatéria; os neutrinos não colidem ou interagem mais com nenhuma das partículas restantes. Temos mais matéria do que antimatéria, mais de um bilhão de fótons para cada próton ou nêutron, uma proporção de cerca de 85% de prótons para 15% de nêutrons, tudo isso enquanto o Universo esfriou até agora estar um pouco abaixo de ~10 bilhões de K em temperatura . Mas apesar de toda essa evolução cósmica em apenas alguns segundos, os núcleos atômicos – o fator determinante de qual elemento você é – ainda não podem se formar. Veja como ocorre essa etapa fundamental em nossa história.

Em um Universo carregado de nêutrons e prótons, parece que construir elementos seria muito fácil. Tudo o que você precisa fazer é começar com o primeiro passo: construir o deutério, e o resto seguirá a partir daí. Mas embora seja fácil produzir deutério, não destruí-lo é particularmente difícil. Durante os primeiros 3-4 minutos após o Big Bang, o Universo passa por um “gargalo de deutério”, onde nenhuma outra reação nuclear pode ocorrer até que o deutério seja formado de forma estável. Enquanto houver fótons suficientes com energia suficiente para explodir espontaneamente um núcleo de deutério, nenhum elemento pesado poderá se formar.

Uma série de coisas aconteceram durante os primeiros 3 segundos da história do Universo após o início do Big Bang quente, mas uma das últimas coisas a acontecer é mais importante para o que vem a seguir. O Universo, no início, estava cheio de prótons e nêutrons, que — em energias altas o suficiente — colidiriam com elétrons ou neutrinos para se interconverterem, ou mudarem, de um tipo para outro. Todas essas reações conservaram uma propriedade quântica conhecida como “número bariônico” (o número total de prótons e nêutrons), bem como carga elétrica, o que significa que esta fase começou com uma divisão 50/50 entre prótons e nêutrons, com elétrons exatamente suficientes para equilibrar. o número de prótons. Esta era a situação quando o Universo tinha alguns microssegundos.

Mas as coisas não permanecerão divididas uniformemente por muito tempo por uma razão importante: o nêutron é mais massivo que o próton. Requer mais energia, via Einstein E = mc ² , para criar um nêutron (e um neutrino) a partir de um próton (e um elétron) do que para ocorrer a reação inversa. Como resultado, à medida que o Universo esfria, mais nêutrons se transformam em prótons do que o contrário. No momento em que tudo estiver dito e feito, e cerca de 3 segundos completos se passaram desde o início do Big Bang quente, o Universo é composto por 85-86% de prótons (com igual número de elétrons) e apenas 14-15% de nêutrons.

Nos primeiros tempos, nêutrons e prótons (esquerda) interconvertem-se livremente, devido aos elétrons energéticos, pósitrons, neutrinos e antineutrinos, e existem em números iguais (parte superior central). Em temperaturas mais baixas, as colisões ainda têm energia suficiente para transformar nêutrons em prótons, mas cada vez menos podem transformar prótons em nêutrons, deixando-os permanecer prótons (parte inferior central). Após o desacoplamento das interações fracas, o Universo não está mais dividido 50/50 entre prótons e nêutrons, mas sim 85/15. Após mais 3-4 minutos, o decaimento radioativo altera ainda mais o equilíbrio em favor dos prótons.

Com prótons, nêutrons e elétrons voando em condições extremamente quentes e densas, você imagina condições semelhantes a algo parecido com o que ocorre no centro do nosso Sol: um reator de fusão nuclear real. Parece tão razoável pensar sobre o processo de:

• prótons e nêutrons se fundindo,
• construindo elementos cada vez mais pesados ​​à medida que sobem na tabela periódica,
• e emitindo energia através de Einstein E = mc ² à medida que essas reações de fusão ocorrem,

como as reações que constroem elementos ligados a partir de prótons brutos (ou prótons e nêutrons brutos) inevitavelmente devem acontecer.

Depois de ter núcleos atômicos, você pode imaginar que em algum momento importante depois disso, o Universo esfriará o suficiente para permitir que os elétrons se liguem a esses núcleos, produzindo toda a gama de elementos neutros e estáveis ​​encontrados hoje na tabela periódica. Afinal, vemos esses elementos em todos os lugares que olhamos: não apenas no Sol, mas dentro de cada estrela (e galáxia) já descoberta. É uma linha de pensamento razoável, porque esses elementos tinham que vir de algum lugar.

O espectro de luz visível do Sol, que nos ajuda a compreender não só a sua temperatura e ionização, mas também a abundância dos elementos presentes. As linhas longas e grossas são hidrogénio e hélio, mas todas as outras linhas são de um elemento pesado que deve ter sido criado numa estrela da geração anterior, e não no Big Bang quente.

Então, por que não desde o início: após o quente Big Bang?

É uma ótima ideia e um caminho plausível, mas não é aquele que a realidade realmente segue. O estranho é o seguinte: esses elementos pesados ​​realmente vêm de algum lugar, mas quase todos eles não são do Big Bang. Ninguém menos que uma autoridade como George Gamow — o fundador da teoria do Big Bang — afirmou que este cadinho quente e denso era o local perfeito para formar esses elementos.

Gamow estava enganado, entretanto. O Universo forma elementos durante o Big Bang quente, mas apenas alguns poucos selecionados.

Há uma razão para isso que Gamow nunca previu e que a maioria de nós também pode não ter pensado à primeira vista. Veja, para criar elementos, você precisa de energia suficiente para fundi-los. Mas para mantê-los por perto e construir coisas mais pesadas com eles, você deve ter certeza de não destruí-los. E é aqui que o Universo primordial, após o quente Big Bang, nos decepciona.

No Universo primitivo, é muito fácil para um próton livre e um nêutron livre formar deutério. Mas embora as energias sejam suficientemente altas, os fotões surgirão e destruirão estes deutérios, dissociando-os novamente em protões e neutrões individuais.

Vamos pintar um quadro (simplificado) para você de como era o Universo primitivo, apenas alguns segundos após o início do Big Bang quente. Aos três segundos de idade, podemos tratar o Universo como se estivesse cheio de:

• 85% de prótons (e igual número de elétrons),
• 15% de nêutrons,
• e cerca de 1 a 2 bilhões de fótons para cada próton ou nêutron.

(Sim, também existem neutrinos e antineutrinos, qualquer que seja a matéria escura e qualquer que seja a energia escura; eles estão todos presentes. Eles simplesmente não são relevantes para esta parte da história.) Para construir um elemento pesado, o O primeiro passo deve ser colidir um próton com um nêutron ou um próton com outro próton. O primeiro passo para construir algo mais complicado a partir dos blocos básicos de construção dos átomos é criar um núcleo com dois núcleons (como um próton e um nêutron) ligados entre si.

Essa parte é fácil! O Universo produz núcleos de deutério em abundância, sem problemas. Colisões próton-nêutron criam facilmente o deutério mais estável e até emitem um fóton de alta energia de cerca de 2,2 MeV de energia no processo. Fazer deutério é fácil. O problema é que no instante em que o fazemos, ele é imediatamente destruído.

Este gráfico mostra a energia de ligação por núcleon em função do tipo de elemento que estamos observando. O pico, que corresponde aos elementos mais estáveis, fica próximo a elementos como ferro, cobalto e níquel. O ferro-56 pode ser o núcleo mais fortemente ligado, com a maior quantidade de energia de ligação por núcleon. Para chegar lá, porém, você precisa construir elemento por elemento. O deutério, o primeiro passo acima dos prótons livres, tem uma energia de ligação extremamente baixa e, portanto, é facilmente destruído por colisões de energia relativamente modesta.

Vamos explicar o motivo. Num Universo quente e denso, onde os fotões superam em muito o número de protões e neutrões, as probabilidades esmagadoras são de que, assim que você fizer um núcleo de deutério, a próxima coisa a colidir com o seu deutério seja um fotão. (Afinal, as probabilidades são de cerca de 1 em um bilhão de que não seja um fóton!) Nas energias extremamente altas encontradas nos estágios iniciais do Big Bang quente - lembre-se, o Universo está a uma temperatura medido em bilhões de graus neste momento - esses fótons têm energia mais do que suficiente para explodir imediatamente aquele deutério de volta em um próton e um nêutron.

Embora um deutério tenha cerca de 2,2 MeV (megaelétron-volts) menos massivo do que um próton ou nêutron livre individual, há um grande número de fótons presentes que são energéticos o suficiente para superar essa diferença de massa. Infelizmente para o Universo, Einstein E = mc ² , a mesma equação que permite construir elementos pesados ​​através do processo de fusão nuclear, também pode impedir que você construa o que deseja. Afinal, para cada reação que ocorre, a reação inversa também é possível.

Este gráfico mostra os isótopos atômicos de todos os elementos conhecidos, coloridos pelos tempos de vida conhecidos desses isótopos. Embora existam atualmente 251 isótopos estáveis ​​conhecidos em 80 elementos estáveis, esses números provavelmente diminuirão com mais pesquisas e melhores medições. Para construir os elementos mais pesados, entretanto, os elementos mais leves devem ser feitos primeiro. Existe uma ordem para a montagem da estrutura do Universo.

Desde o momento em que os prótons e os nêutrons são formados, o deutério é constantemente criado. No entanto, tão rapidamente quanto o Universo consegue fazê-lo, ele também está sendo destruído na mesma proporção. Sem esse “primeiro passo” fundamental em nossa escada elementar, não podemos ir mais longe. Enquanto o Universo estiver tão quente, não há nada que possamos fazer a não ser esperar. Sem um núcleo estável que tenha pelo menos dois núcleons (um próton e/ou nêutron) dentro dele, você não pode construir seu caminho, um próton ou nêutron adicional de cada vez, em direção a algo mais pesado.

Por esta razão, os cosmólogos chamam esta época da nossa história cósmica de gargalo de deutério : adoraríamos construir elementos mais pesados ​​e temos o material para isso, mas devemos passar por uma era em que o deutério é facilmente destruído. Isto leva tempo, pois mesmo que o Universo esfrie à medida que se expande, ainda existem fótons suficientes com energias suficientemente altas para destruir cada núcleo de deutério criado.

Então esperamos. Esperamos que o Universo arrefeça, o que significa que tem de se expandir, esticando os comprimentos de onda dos fotões, até que estes caiam abaixo do limiar crítico necessário para quebrar os núcleos de deutério. Mas isso leva mais de três minutos para acontecer e, enquanto isso, algo mais acontece. Os nêutrons não ligados, desde que estejam livres, são instáveis ​​e começam a decair radioativamente.

Este diagrama mostra como um nêutron livre decai no nível subatômico. Um quark down dentro de um nêutron, mostrado à esquerda em vermelho, emite um bóson W (virtual), transformando-se em um quark up. O bóson W forma um par elétron/elétron antineutrino, enquanto o quark up se recombina com os quarks up e down remanescentes originais para formar um próton. Este é o processo por trás de todos os decaimentos beta no Universo. Ao longo dos primeiros 3-4 minutos do Universo, nêutrons suficientes decaem de forma que apenas ~12% dos núcleons restantes no momento em que a fusão, ou seja, a nucleossíntese, ocorre são nêutrons.

Todos os elementos radioativos têm uma certa probabilidade de decair em um determinado período de tempo, e normalmente definimos essa escala de tempo de decaimento pelo termo “meia-vida”. Após uma meia-vida, 50% da amostra original terá decaído; após duas meias-vidas, 75% decaem; depois de três meias-vidas, 87,5% decaem, etc. Acontece que os nêutrons, como todas as partículas, têm hoje a mesma meia-vida que tinham no início da história do Universo; as leis da natureza não mostram qualquer evidência de mudança ao longo do tempo.

Da forma como medimos hoje, um nêutron livre tem meia-vida de cerca de 10,3 minutos. Isso significa que se esperarmos tempo suficiente, cada nêutron que tivermos decairá em um próton, um elétron e um neutrino anti-elétron. Em termos de equação, fica assim:

• n → p + e ^– +n _e .

O tempo real que o Universo leva para se expandir e esfriar até o ponto em que o deutério não é imediatamente destruído é de cerca de 3,5 minutos; tempo suficiente para que cerca de 20% dos nêutrons presentes tenham decaído em prótons durante esse intervalo de tempo. O que era uma divisão de 50/50 entre prótons e nêutrons nos estágios iniciais tornou-se uma divisão de 85/15 após 3 segundos, e agora, após mais de três minutos de decaimento radioativo, tornou-se mais parecido com 87,6% de prótons e 12,4% de nêutrons.

O caminho que os prótons e nêutrons percorrem no Universo primitivo para formar os elementos e isótopos mais leves: deutério, hélio-3 e hélio-4. A proporção núcleo-fóton determina quantos desses elementos teremos hoje em nosso Universo. Estas medições permitem-nos conhecer com muita precisão a densidade da matéria normal em todo o Universo.

Mas agora a diversão pode realmente começar. Depois de decorridos entre 3 e 4 minutos desde o início do Big Bang quente, o Universo está frio o suficiente para que possamos não apenas construir deutério, mas construir e aumentar a tabela periódica a partir daí.

• Adicione outro próton a um deutério e você obterá o hélio-3 ou, alternativamente, adicione outro nêutron a um deutério e você obterá o hidrogênio-3, mais conhecido como trítio.
• Se você adicionar outro deutério ao hélio-3 ou ao trítio, obterá o hélio-4, mais um próton ou um nêutron, respectivamente.

O hélio-4 é muito estável; se você conseguir alcançar esse elemento, será extraordinariamente difícil destrui-lo. (É muito mais estável que o deutério.) Quando o Universo completa 3 minutos e 45 segundos, praticamente todos os nêutrons foram usados ​​para formar o hélio-4. Na verdade, se agora medissemos os vários elementos por massa, o que descobriríamos é que os núcleos atômicos têm cerca de:

• 75,2% de hidrogênio (prótons),
• 24,8% de hélio-4 (2 prótons e 2 nêutrons),
• 0,01% de deutério (1 próton e 1 nêutron),
• 0,003% de trítio e hélio-3 combinados (o trítio é instável e decairá para hélio-3, com 2 prótons e 1 nêutron, em escalas de tempo de décadas), e
• 0,00000006% de lítio-7 e berílio-7 combinados (onde o berílio-7 é instável e decairá em lítio-7 em escalas de tempo de vários meses).

Este gráfico mostra a abundância dos elementos leves ao longo do tempo, à medida que o Universo se expande e esfria durante as várias fases da Nucleossíntese do Big Bang. As proporções de hidrogênio, deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7 surgem todos desses processos.

Mas isso, infelizmente, é o fim da linha para a fusão nuclear que ocorreu durante o quente Big Bang. O grande problema é que, nesta altura, o Universo já se expandiu e arrefeceu o suficiente para que a sua densidade seja minúscula: apenas um bilionésimo da densidade encontrada no núcleo do Sol. A fusão nuclear não pode mais ocorrer, pois também não há maneiras de fundir de forma estável:

• um próton com hélio-4 em lítio-5,
• ou dois núcleos de hélio-4 em berílio-8.

Esses elementos, Li-5 e Be-8, existem, mas ambos são altamente instáveis ​​e decaem após uma pequena fração de segundo: menos de um femtossegundo, o que não é tempo suficiente para outra partícula entrar e construir até elementos ainda mais pesados ​​e mais estáveis. Como resultado, isso é tudo o que obtemos forjado na fornalha do Big Bang quente: hidrogênio e seus isótopos estáveis, hélio e seus isótopos estáveis, e um pedacinho de lítio.

As abundâncias previstas de hélio-4, deutério, hélio-3 e lítio-7 conforme previsto pela Nucleossíntese do Big Bang, com observações mostradas nos círculos vermelhos. O Universo é composto por 75-76% de hidrogênio, 24-25% de hélio, um pouco de deutério e hélio-3 e uma pequena quantidade de lítio. As primeiras estrelas do Universo serão feitas desta combinação de elementos; nada mais.

O Universo forma elementos imediatamente após o Big Bang, mas quase tudo o que forma é hidrogénio ou hélio. Há uma pequena quantidade de lítio que sobrou do Big Bang, mas é apenas cerca de 1 parte em um bilhão em massa. Assim que o Universo esfriar o suficiente para que os elétrons possam se ligar a esses núcleos, teremos nossos primeiros elementos: os ingredientes dos quais serão feitas as primeiras gerações de estrelas.

Mas não serão constituídos por elementos que consideramos essenciais à existência, incluindo carbono, azoto, oxigénio, silício, fósforo e muito mais. Em vez disso, é apenas hidrogénio e hélio, até ao nível de 99,9999999%. Demorou menos de quatro minutos desde o início do Big Bang quente até aos primeiros núcleos atómicos estáveis, tudo no meio de um banho de radiação quente, densa, em expansão e arrefecimento. A história cósmica que nos levaria, na verdade, finalmente começou.

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