Qual é o terceiro elemento mais comum?
Crédito da imagem: NASA/JPL-Caltech/CXC/SAO.
O Universo era 99,999999% Hidrogênio e Hélio após o Big Bang. Bilhões de anos depois, há um novo concorrente na cidade.
Quando se trata de átomos, a linguagem só pode ser usada como na poesia. O poeta também não está tão preocupado em descrever fatos quanto em criar imagens. – Niels Bohr
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 e criam novos estados de energia estáveis - é literalmente responsável pelo mundo ao nosso redor.
Crédito da imagem: APS/Erich Mueller, com resultados experimentais de Aidelsburger et al.
Embora sejam as propriedades quânticas e eletromagnéticas desses átomos que permitem que nosso Universo exista exatamente como é, é importante perceber que o Universo não começou com todos os ingredientes necessários para criar o que conhecemos hoje. Para alcançar essas várias estruturas de ligação, para 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, veja bem, mas átomos que mostram uma grande diversidade de tipo, ou no número de prótons presentes em seu núcleo atômico.
Nossos próprios corpos requerem elementos como carbono, nitrogênio, oxigênio, fósforo, cálcio e ferro, nenhum dos quais existia quando o Universo foi criado. Nossa própria Terra requer silício e uma infinidade de outros elementos pesados, subindo na tabela periódica até os mais pesados que encontramos naturalmente: urânio e até mesmo vestígios de plutônio.
Crédito da imagem: Theodore Gray, via http://theodoregray.com/periodictable/Posters/index.posters.html .
Na verdade, todos os mundos do nosso Sistema Solar mostram sinais desses elementos pesados na tabela periódica, com cerca de 90 ou mais encontrados antes dos humanos começarem a criar outros que não ocorrem sem nossa intervenção. No entanto, 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.
Este universo jovem e ultra-energético estava se expandindo e esfriando e, eventualmente, chegou ao ponto em que você poderia fundir prótons e nêutrons sem que eles fossem imediatamente destruídos.
Crédito das imagens: tutorial de cosmologia de Ned Wright (L); ∂³Σx², via https://thespectrumofriemannium.wordpress.com/tag/big-bang-nucleosynthesis/ (R).
Após uma reação em cadeia, acabamos com um Universo que era – pelo número de núcleos – cerca de 92% de hidrogênio, 8% de hélio, cerca de 0,00000001% de lítio e talvez 10^-19 partes de berílio.
É isso .
Para esfriar o suficiente para formar deutério, o primeiro (mas precário) passo na reação em cadeia para construir elementos mais pesados, o Universo precisa esfriar bastante . Quando chega a essas (relativamente) baixas temperaturas e densidades, você não pode construir nada mais pesado que o hélio, exceto em pequenas quantidades. Por um breve momento, então, lítio , o terceiro elemento da tabela periódica, é o terceiro elemento mais comum no Universo.
Patético! Mas uma vez que você começa a formar estrelas, tudo isso muda.
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 dessas estrelas pesadas existentes em todo o Universo para que o lítio seja derrotado.
Crédito da imagem: Nicolle Rager Fuller da NSF.
Mas será carbono que bate o recorde? 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.
Isso enriquece o Universo com todas as camadas externas da estrela, incluindo o retorno de hidrogênio, hélio, carbono, oxigênio, silício e todos os elementos formados pelos 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.
Crédito da imagem: NASA, ESA e G. Bacon (STScI).
Ao longo de muitas gerações de estrelas, esse processo se repete, só que desta vez começa com os ingredientes enriquecidos. 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.
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 a fase gigante vermelha .
E quando uma estrela é massiva o suficiente para começar a queimar carbono em oxigênio, esse processo está quase completo, criando significativamente mais oxigênio do que carbono.
Crédito das imagens: H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA (L); Galeria de Kunihiko Okano; http://www.asahi-net.or.jp/~RT6K-OKN/ (R).
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!
Esses três processos, combinados com o tempo de vida do Universo e a duração que as estrelas têm vivido, nos ensinam que oxigênio é o terceiro elemento mais abundante no Universo. Mas ainda é distante atrás do hélio e do hidrogênio. (Também não se deixe enganar por ilusões de ótica; o ferro não é mais alto que o silício no gráfico abaixo!)
Crédito da imagem: usuário do Wikimedia Commons 28 bytes , sob C.C.-by-S.A.-3.0.
Durante períodos de tempo suficientemente longos, períodos que são pelo menos milhares (e provavelmente mais como milhões) de vezes a idade atual do Universo, o hélio pode finalmente ultrapassar o hidrogênio como o elemento mais abundante, pois a fusão pode eventualmente chegar a algum tipo de conclusão. À medida que avançamos em escalas de tempo extraordinariamente longas, a matéria que não é ejetada de nossa galáxia pode acabar se fundindo, repetidamente, de modo que o carbono e o oxigênio possam um dia superar até mesmo o hélio; nunca se sabe, embora as simulações indiquem que isso é possível.
No presente, aqui é onde cada um dos elementos individuais principalmente vem de onde.
Crédito da imagem: usuário do Wikimedia Commons Cmglee .
Então fique por aqui, 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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