Surpresa: o terceiro elemento mais comum no universo não é o que você pensa
Crédito da imagem: H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA.
Depois do hidrogênio e do hélio, a tabela periódica está cheia de surpresas.
Os dois elementos mais comuns no universo são o hidrogênio e a estupidez. – Harlan Ellison
Um dos fatos mais notáveis da existência é que todo material que já tocamos, vimos ou interagimos é composto das mesmas duas coisas: núcleos atômicos, que são carregados positivamente, e elétrons, que são carregados negativamente. A maneira como esses átomos interagem uns com os outros - as maneiras como eles empurram e puxam uns contra os outros, se unem, atraem e repelem e criam novas moléculas estáveis, íons e estados de energia de elétrons - é literalmente responsável pela totalidade do mundo ao nosso redor.
Embora sejam as propriedades quânticas e eletromagnéticas desses átomos e seus constituintes que permitem que nosso Universo exista com as propriedades que observamos, é importante perceber que o Universo não começou com todos os ingredientes necessários para criar o que conhecemos hoje. Muito pelo contrário, começou mal algum deles.
Crédito da imagem: NASA / CXC / M.Weiss.
Veja, para alcançar essas várias estruturas de ligação e construir moléculas complexas que compõem os blocos de construção de tudo o que percebemos, precisávamos de uma enorme variedade de átomos. Não apenas um grande número de átomos, veja bem, mas átomos que mostram uma grande diversidade de tipos, o que significa átomos com números variados de prótons presentes em seu núcleo atômico: a própria coisa que faz os diferentes elementos.
Nossos próprios corpos requerem elementos como carbono, nitrogênio, oxigênio, fósforo, cálcio e ferro. A própria crosta da nossa Terra requer silício e uma infinidade de outros elementos pesados, enquanto o núcleo da Terra – para gerar todo o seu calor – requer elementos que vão até a tabela periódica até os mais pesados que encontramos naturalmente: tório , rádio, urânio e até mesmo vestígios de plutônio.
Crédito da imagem: usuário do Wikimedia Commons CharlesC.
Mas nos estágios iniciais do Universo – antes dos humanos, antes que houvesse vida, antes que houvesse nosso Sistema Solar, antes que houvesse planetas rochosos ou mesmo as primeiras estrelas – tudo o que tínhamos era um mar quente e ionizado de prótons, nêutrons e elétrons. Não havia elementos, nem átomos, nem núcleos atômicos: o Universo era quente demais para isso. Foi apenas porque o Universo se expandiu e esfriou que fomos capazes de formar qualquer coisa estável.
Mas o tempo passou, e nós fizemos. Os primeiros núcleos se fundiram sem serem imediatamente destruídos, produzindo hidrogênio e seus isótopos, hélio e seus isótopos e pequenas quantidades de lítio e berílio, o último dos quais decairia radioativamente em lítio. Este é o Universo com o qual começamos: um Universo que era – pelo número de núcleos – cerca de 92% de hidrogênio, 8% de hélio e cerca de 0,00000001% de lítio. Em massa, isso é cerca de 75 a 76% de hidrogênio, 24 a 25% de hélio e 0,00000007% de lítio. Bastante todo hidrogênio e hélio, de qualquer maneira que você cortar.
Crédito da imagem: NASA / WMAP Science Team.
Centenas de milhares de anos depois, o Universo esfriou o suficiente para que átomos neutros pudessem se formar, e dezenas de milhões de anos depois disso, o colapso gravitacional permitiu a formação das primeiras estrelas. E com isso, o fenômeno da fusão nuclear não só trouxe a luz de volta ao Universo, mas também trouxe elementos pesados para a nossa realidade.
No momento em que a primeira estrela nasce, cerca de 50 a 100 milhões de anos após o Big Bang, grandes quantidades de hidrogênio começam a se fundir em hélio. Mas ainda mais importante, as estrelas mais massivas (aquelas com mais de 8 vezes a massa do nosso Sol) queimam esse combustível muito rapidamente, em apenas alguns milhões de anos. Uma vez que eles ficam sem hidrogênio em seus núcleos, esse núcleo de hélio se contrai e começa a fundir três núcleos de hélio em carbono! Leva apenas aproximadamente um trilhão (10¹²) dessas estrelas pesadas existentes em todo o Universo (que forma cerca de 10²² de estrelas nas primeiras centenas de milhões de anos) para que o lítio seja derrotado.
Crédito da imagem: Nicolle Rager Fuller da NSF.
Mas será carbono que quebra o recorde e chega ao elemento #3 hoje? Você pode pensar assim, já que as estrelas fundem elementos em camadas semelhantes a cebolas. O hélio se funde em carbono, então em temperaturas mais altas (e tempos posteriores), o carbono se funde em oxigênio, o oxigênio se funde em silício e enxofre e o silício finalmente se funde em ferro. No final da cadeia, o ferro pode se fundir em nada mais, então o núcleo implode e a estrela se transforma em supernova.
Crédito da imagem: NASA/JPL-Caltech.
Essas supernovas, as etapas que levam a elas e até suas consequências, enriquecem o Universo com todas as camadas externas da estrela, que devolvem hidrogênio, hélio, carbono, oxigênio, silício e todos os elementos mais pesados formados por alguns outros processos:
- captura de nêutrons lenta (o processo s), construindo elementos sequencialmente,
- a fusão de núcleos de hélio com elementos mais pesados (criando neônio, magnésio, argônio, cálcio e assim por diante), e
- captura rápida de nêutrons (o processo r), criando elementos até o urânio e até além.
Mas não temos apenas isso solteiro geração de estrelas: temos muitas, e as que existem hoje são construídas principalmente não apenas com o hidrogênio e o hélio intocados, mas com as sobras das gerações anteriores. Isso é importante, porque sem isso, nunca teríamos planetas rochosos, apenas gigantes gasosos de hidrogênio e hélio, exclusivamente !
Crédito da imagem: NASA, ESA e G. Bacon (STScI).
Ao longo de bilhões de anos, o processo de formação e morte estelar se repete, embora com ingredientes cada vez mais enriquecidos. Agora, em vez de simplesmente fundir hidrogênio em hélio, estrelas massivas fundem hidrogênio no que é conhecido como ciclo C-N-O, nivelando as quantidades de carbono e oxigênio (com um pouco menos de nitrogênio) ao longo do tempo.
Além disso, quando as estrelas sofrem fusão de hélio para criar carbono, é muito fácil obter um átomo de hélio extra para formar oxigênio (e até adicionar outro hélio ao oxigênio para formar néon), algo que até nosso insignificante Sol fará durante o período vermelho. fase gigante.
Crédito da imagem: Autor da Wikipedia em inglês Sakurambo, do Sol, a gigante vermelha que se tornará (semelhante a Arcturus, a estrela laranja), em comparação com uma supergigante vermelha como Antares, a maior.
Mas há um movimento matador que as estrelas têm que torna o carbono um perdedor na equação cósmica: quando uma estrela é massiva o suficiente para iniciar a fusão de carbono – um requisito para gerar uma supernova tipo II – o processo que transforma carbono em oxigênio é interrompido. quase completo , criando significativamente mais oxigênio do que carbono quando a estrela estiver pronta para explodir.
Quando olhamos para os remanescentes de supernovas e nebulosas planetárias – os remanescentes de estrelas muito massivas e estrelas semelhantes ao Sol, respectivamente – descobrimos que o oxigênio supera em massa e supera o carbono em todos os casos. Nós Além disso descobrir que nenhum dos outros elementos mais pesados chega perto!
Sim, o hidrogênio ainda é o número 1 por uma ampla margem, e o hélio também é o número 2 por uma quantidade muito grande. Mas dos elementos restantes, o oxigênio é um forte #3, seguido por carbono em #4, então neon em #5, nitrogênio em #6, magnésio em #7, silício em #8, ferro em #9 e enxofre completando os 10 melhores.
Crédito da imagem: usuário do Wikimedia Commons 28 bytes, sob C.C.-by-S.A.-3.0. Estas são as abundâncias dos elementos, hoje, observadas em nosso Sistema Solar.
O que o futuro distante reserva?
Durante períodos de tempo suficientemente longos, períodos que são pelo menos milhares (e provavelmente mais como milhões) de vezes a idade atual do Universo, as estrelas continuarão a se formar até que o combustível seja ejetado para o espaço intergaláctico ou até que seja completamente queimado como pode ir. Quando isso ocorre, o hélio pode finalmente ultrapassar o hidrogênio como o elemento mais abundante, ou o hidrogênio pode ficar em primeiro lugar se o suficiente permanecer isolado das reações de fusão. Em escalas de tempo extraordinariamente longas, a matéria que não é ejetada de nossa galáxia pode acabar se fundindo, repetidamente, de modo que carbono e oxigênio podem acabar um dia superando até mesmo o hélio; talvez nossos atuais #3 e #4 possam acabar quebrando os dois primeiros?
Crédito da imagem: NASA/JPL/Gemini Observatory/AURA/NSF. Essas duas anãs marrons, em escalas de tempo incrivelmente longas, se fundirão e formarão uma estrela. Talvez a maioria desses objetos inicie a fusão, eventualmente, em escalas de tempo suficientemente longas.
O mais importante é ficar por perto, porque o Universo ainda está mudando! O oxigênio é o terceiro elemento mais abundante no Universo hoje e, em um futuro muito, muito distante, pode até ter a oportunidade de subir ainda mais à medida que o hidrogênio (e possivelmente o hélio) cai de seu poleiro. Toda vez que você inspirar e se sentir satisfeito, agradeça a todas as estrelas que viveram antes de nós: elas são a única razão pela qual temos oxigênio!
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