Começa Com Um Estrondo

Como foi quando o universo fez seus elementos mais pesados?

Um jovem aglomerado de estrelas em uma região de formação de estrelas, consistindo de estrelas de uma enorme variedade de massas. Alguns deles um dia sofrerão queima de silício, produzindo ferro e muitos outros elementos no processo. A origem dos elementos mais pesados, no entanto, requer um processo diferente. (ESO / T. PREIBISCH)

Os elementos mais pesados da tabela periódica têm sua própria história. Não, eles não vêm de uma supernova.

Quando se trata dos elementos do Universo, cada um deles tem sua própria história única. O hidrogênio e o hélio foram criados nos estágios iniciais do Big Bang; elementos leves como carbono e oxigênio são criados em estrelas semelhantes ao Sol; elementos mais pesados como silício, enxofre e ferro são criados em estrelas mais massivas; elementos além do ferro são feitos quando essas estrelas massivas explodem em supernovas.

Mas os elementos mais massivos de todos na extremidade mais alta da tabela periódica – incluindo platina, ouro, radônio e até urânio – devem suas origens a um processo ainda mais raro e mais energético. Os elementos mais pesados de todos vêm da fusão de estrelas de nêutrons, um fato que há muito se suspeitava, mas só foi confirmado em 2017. Aqui está a história cósmica de como o Universo chegou lá.

Os elementos da tabela periódica e sua origem estão detalhados nesta imagem acima. Enquanto a maioria dos elementos se origina principalmente em supernovas ou estrelas de nêutrons em fusão, muitos elementos de importância vital são criados, em parte ou mesmo principalmente, em nebulosas planetárias, que não surgem da primeira geração de estrelas. (NASA / CXC / SAO / K. DIVONA)

Sempre que você forma estrelas, elas surgem de uma grande nuvem molecular de gás que se contrai em uma variedade de aglomerados. Os aglomerados crescem cada vez mais massivos ao longo do tempo, à medida que os átomos e moléculas dentro irradiam calor e permitem que eles entrem em colapso. Eventualmente, eles crescem massivos e densos o suficiente para que a fusão nuclear possa inflamar dentro deles. Eventualmente, esses aglomerados evoluirão para estrelas.

Nos estágios iniciais, com apenas hidrogênio e hélio, as estrelas cresceram para massas enormes: dezenas, centenas ou mesmo milhares de vezes a massa do Sol, normalmente. Mais tarde, a presença de elementos mais pesados permitiu um resfriamento mais eficiente, mantendo a massa média muito menor e limitando o máximo a apenas 200 a 300 vezes maior que o nosso Sol.

O aglomerado RMC 136 (R136) na Nebulosa da Tarântula na Grande Nuvem de Magalhães, é o lar das estrelas mais massivas conhecidas. R136a1, o maior de todos, tem mais de 250 vezes a massa do Sol. (OBSERVATÓRIO EUROPEU DO SUL/P. CROWTHER/C.J. EVANS)

Ainda hoje, as estrelas vêm em uma grande variedade de massas e tamanhos. Eles também vêm em uma ampla variedade de distribuições. Embora muitos dos sistemas estelares existentes sejam semelhantes ao nosso – possuindo apenas uma estrela cercada por planetas – os sistemas multi-estrelas também são extremamente comuns.

O Consórcio de pesquisa em estrelas próximas (RECONS) pesquisaram todas as estrelas que puderam encontrar dentro de 25 parsecs (cerca de 81 anos-luz) e descobriram um total de 2.959 estrelas. Desses, 1.533 eram sistemas estelares únicos, mas os 1.426 restantes estavam vinculados a sistemas binários, trinários ou até mais complexos. Como nossas observações nos mostraram, essas propriedades de agrupamento são independentes da massa. Mesmo as estrelas mais massivas podem ser comumente encontradas agrupadas em dois, três ou em números ainda maiores.

Quando grandes fusões de galáxias de tamanho semelhante ocorrem no Universo, elas formam novas estrelas a partir do gás hidrogênio e hélio presentes dentro delas. Isso pode resultar em taxas severamente aumentadas de formação de estrelas, semelhante ao que observamos dentro da galáxia vizinha Henize 2–10, localizada a 30 milhões de anos-luz de distância. (RAIO-X (NASA/CXC/VIRGINIA/A.REINES ET AL); RÁDIO (NRAO/AUI/NSF); ÓPTICO (NASA/STSCI))

Ao longo da história do Universo, os períodos mais massivos de formação de estrelas ocorrem quando as galáxias interagem, se fundem ou caem em grupos e aglomerados massivos. Esses eventos perturbarão gravitacionalmente o gás hidrogênio presente em uma galáxia, desencadeando um evento conhecido como starburst. Durante uma explosão estelar, esse gás é rapidamente convertido em estrelas de todas as massas e em enormes variedades de agrupamentos: simples, binárias, trinárias, até pelo menos sistemas sêxtuplos.

As estrelas mais numerosas e menos massivas queimarão seu combustível lentamente, vivendo tempos extremamente longos. Cerca de 80 a 90% das estrelas já criadas ainda estão fundindo hidrogênio em hélio, e continuarão fazendo isso até mais tempo do que a atual era do Universo. O próximo passo em massa, para estrelas semelhantes ao Sol, faz uma grande diferença para uma grande quantidade de elementos presentes em nosso Sistema Solar hoje.

Diferentes cores, massas e tamanhos de estrelas da sequência principal. Os mais massivos produzem as maiores quantidades de elementos pesados mais rapidamente, mas os menos massivos são mais numerosos e são responsáveis por grandes frações dos elementos de menor massa encontrados na natureza. (WIKIMEDIA COMMONS USERS KIEFF E LUCASVB, ANOTAÇÕES DE E. SIEGEL)

Durante a maior parte de suas vidas, estrelas semelhantes ao Sol fundem hidrogênio em hélio, enquanto durante os estágios finais, elas incham em gigantes vermelhas enquanto seus núcleos fundem hélio em carbono. À medida que evoluem, porém, e se aproximam do fim de suas vidas, essas estrelas começam a produzir nêutrons livres, que passam a ser absorvidos pelos outros núcleos presentes dentro da estrela.

Um por um, os nêutrons são absorvidos por uma variedade de núcleos, permitindo não apenas criar elementos como nitrogênio, mas muitos dos elementos mais pesados que vão além do que é feito em supernovas. Estrôncio, zircão, estanho e bário são exemplos; quantidades menores de elementos como tungstênio, mercúrio e chumbo também são produzidas. Mas o chumbo é o limite; o próximo elemento para cima é o bismuto, que é instável. Assim que o chumbo absorve um nêutron, o bismuto decai e, assim, voltamos a ficar abaixo do chumbo. Estrelas parecidas com o Sol não podem nos fazer ultrapassar essa corcova.

As nebulosas planetárias assumem uma ampla variedade de formas e orientações, dependendo das propriedades do sistema estelar de onde surgem, e são responsáveis por muitos dos elementos pesados do Universo. Estrelas supergigantes e estrelas gigantes que entram na fase de nebulosa planetária são mostradas para construir muitos elementos importantes da tabela periódica através do processo s. (NASA, ESA E A EQUIPE HUBBLE HERITAGE (STSCI/AURA))

Nem as estrelas mais massivas. Embora sejam em número bastante pequeno, esses gigantes cósmicos representam uma fração significativa da massa total que entra na formação de estrelas. Essas estrelas, apesar de terem mais matéria dentro delas, são as de vida mais curta, pois queimam seu combustível muito mais rapidamente do que qualquer outro tipo de estrela. Eles fundem hidrogênio em hélio, hélio em carbono e, em seguida, sobem na tabela periódica até o ferro.

Depois do ferro, no entanto, não há para onde ir que seja energeticamente favorável. Essas estrelas, em seus momentos finais, veem seus núcleos implodir, criando estrelas de nêutrons ou buracos negros em seus centros, enquanto desencadeiam uma reação de fusão descontrolada nas camadas externas. O resultado é uma explosão de supernova, juntamente com uma enxurrada de nêutrons que são capturados rapidamente, criando muitos dos elementos mais pesados que o ferro.

Há uma estrela de nêutrons de rotação muito lenta no núcleo do remanescente de supernova RCW 103, que era uma estrela massiva que chegou ao fim de sua vida. Embora as supernovas possam enviar elementos pesados que foram fundidos no núcleo de uma estrela de volta ao Universo, são as fusões subsequentes de estrelas de nêutrons com estrelas de nêutrons que criam a maioria dos elementos mais pesados de todos. (RAIO X: NASA/CXC/UNIVERSITY OF AMSTERDAM/N.REA ET AL; ÓPTICO: DSS)

Ainda assim, existem lacunas na tabela periódica, mesmo com tudo isso. Na extremidade inferior, lítio, berílio e boro só serão criados quando partículas de alta energia que atravessam o Universo – raios cósmicos – colidem com os núcleos, separando-os através de um processo conhecido como espalação.

Na extremidade superior, os elementos de rubídio (elemento 44) e superiores, incluindo a maior parte do iodo, irídio, platina, ouro e todos os elementos mais pesados que o chumbo, exigem outra coisa. Essas supernovas, muitas das quais ocorrem em sistemas binários, frequentemente deixam estrelas de nêutrons para trás. Quando duas ou mais estrelas se transformam em supernovas no mesmo sistema, a existência de múltiplas estrelas de nêutrons unidas leva a uma tremenda possibilidade: uma fusão de estrelas de nêutrons binárias.

Nos momentos finais da fusão, duas estrelas de nêutrons não emitem apenas ondas gravitacionais, mas uma explosão catastrófica que ecoa em todo o espectro eletromagnético. Simultaneamente, gera uma enorme quantidade de elementos pesados no extremo mais alto da tabela periódica. (UNIVERSIDADE DE WARWICK / MARK GARLICK)

Por muito tempo, especulou-se que a fusão de estrelas de nêutrons forneceria a origem desses elementos, já que duas bolas maciças de nêutrons colidindo poderiam criar uma variedade infinita de núcleos atômicos pesados. Claro, a maior parte da massa desses objetos se fundiria em um objeto de estágio final como um buraco negro, mas alguns por cento devem ser ejetados como parte da colisão.

Em 2017, observações feitas com telescópios e observatórios de ondas gravitacionais confirmaram que não apenas as fusões de estrelas de nêutrons são responsáveis pela esmagadora maioria desses elementos pesados, mas que explosões de raios gama de curto período também podem estar ligadas a essas fusões. Agora conhecida como kilonova, é bem entendido que as fusões de estrelas de nêutrons com estrelas de nêutrons são a origem da maioria dos elementos mais pesados encontrados em todo o Universo.

Esta tabela periódica codificada por cores agrupa os elementos de acordo com a forma como foram produzidos no universo. O hidrogênio e o hélio se originaram no Big Bang. Elementos mais pesados até o ferro são geralmente forjados nos núcleos de estrelas massivas. A radiação eletromagnética capturada de GW170817 agora confirma que elementos mais pesados que o ferro são sintetizados em grandes quantidades após as colisões de estrelas de nêutrons. Elementos mais pesados do que os mostrados aqui também são gerados através de fusões de estrelas de nêutrons com estrelas de nêutrons. (JENNIFER JOHNSON; ESA/NASA/AASNOVA)

Frequentemente, quando falamos sobre a história do Universo, discutimos como se fosse uma série de eventos que aconteceram em instantes particulares e bem definidos no tempo. Embora existam alguns momentos na história cósmica que podem ser classificados dessa maneira, as vidas e mortes das estrelas não são tão facilmente categorizadas.

A formação de estrelas aumenta nos primeiros 3 bilhões de anos após o Big Bang, depois cai e declina gradualmente. Elementos pesados estão presentes desde quando o Universo tinha menos de 100 milhões de anos, mas as últimas populações de gás puro não foram destruídas até 2-3 bilhões de anos após o Big Bang.

E os elementos da tabela periódica estão continuamente sendo criados e destruídos por esses processos que ocorrem principalmente dentro das estrelas e em remanescentes estelares em interação. Notavelmente, sabemos hoje quantos elementos e de quais tipos diferentes estão presentes, mas é uma história que está constantemente em fluxo.

As abundâncias dos elementos no Universo hoje, conforme medido para o nosso Sistema Solar. Se nossas observações continuarem a melhorar, é razoável esperar que seremos capazes de mapear as abundâncias elementares presentes ao longo de nossa história cósmica. (USUÁRIO WIKIMEDIA COMMONS 28BYTES)

Os elementos mais pesados de todos, porém, foram criados por meio de um único mecanismo: fusões de estrelas de nêutrons. Claro, as supernovas podem levá-lo até a tabela periódica, mas apenas em quantidades insignificantes. Estrelas moribundas como o Sol podem conduzir lentamente a criação de elementos cada vez mais pesados, mas você não pode manter nada além do chumbo através desse processo. Cosmicamente, a única maneira de criarmos quantidades significativas dos elementos mais pesados de todos é através da inspiração e fusão dos objetos físicos mais densos do Universo conhecido: estrelas de nêutrons.

Agora que os observatórios de ondas gravitacionais confirmaram nossa imagem cósmica desta criação, as ferramentas e a tecnologia estão à mão para investigá-las mais detalhadamente. O próximo passo nos mostrará, observacionalmente, como as abundâncias elementares do Universo evoluíram ao longo do espaço. Finalmente, um mapa da história química do Universo está ao nosso alcance.

Leitura adicional sobre como era o Universo quando: