Fusão no Universo: todos somos poeira estelar Understand article
Traduzido por Pedro Augusto. Henri Boffin e Douglas Pierce-Price do ESO, em Garching, Alemanha, investigam os nossos antepassados celestiais.
<A imagem é cortesia de Mark
Tiele Westra
Da próxima ver que olhar para as estrelas durante um passeio noturno, deve dedicar alguns pensamentos de companheirismo a estas bolas brilhantes que se passeiam silenciosamente pelo vasto Universo. É que está a olhar, em certo sentido, para os seus antepassados: os seres humanos, todas as outras critaturas vivas na Terra – e a própria Terra – são filhos das estrelas! A maior parte dos elementos de que somos feitos ou que nos permitem viver – o carbono, o oxigénio, o azoto e muitos outros – foram criados nas estrelas. Mesmo o flúor que torna os nossos dentes mais fortes!
A matéria como a conhecemos é composta de três-quartos hidrogénio e cerca de um quarto hélio. Todos os outros elementos existem apenas em quantidades minúsculas e os astrónomos tendem a chamar a estes elementos vestigiais simplesmente ‘metais’, mesmo que os elementos não sejam propriamente metálicos. O hidrogénio e o hélio foram criados logo no início, nos primeiríssimos minutos da existência do Universo. Menos de um segundo depois do Big Bang, o evento através do qual tudo se formou, partículas energéticas em movimento foram ‘congeladas’ nos futuros componentes de núcleos atómicos: protões e neutrões. O ‘congelamento’ foi muito relativo, contudo, pois a temperatura naquele instante ainda era de muitas centenas de biliões de graus!
Durante o primeiro segundo após o Big Bang, a temperatura era tão alta que os protões e neutrões estavam em equilíbrio. Em breve, contudo, a temperatura desceu abaixo de um valor crítico e os neutrões começaram a decair, cada um produzindo um protão, um eletrão e um anti-neutrino. Este decaimento foi possível porque os neutrões têm mais massa do que os protões. O Universo ficaria rapidamente sem neutrões se não fosse uma reação que os preservou, ao se combinarem um neutrão e um protão para formar um deuterão, o núcleo do deutério.
Ao deutério também se chama hidrogénio pesado e ganhou fama devido à sua importância na bombas nucleares que os alemães tentaram fazer durante a Segunda Guerra Mundial. Uma vez os deuterões formados, outros núcleos pesados podem formar-se. Quando dois deuterões colidem produzem um neutrão e um núcleo de hélio – na sua variante leve hélio-3, consistindo num neutrão e em dois protões. O processo pode depois avançar mais um passo, produzindo o mais comum núcleo de hélio-4, consistindo em dois neutrões e em dois protões. Quase todos os neutrões do Universo acabam em núcleos de hélio-4 normais, mas alguns núcleos de hélio combinam-se em núcleos mais pesados, dando origem a uma pequena quantidade de lítio-7.
Ou seja, três partes hidrogénio, uma parte hélio-4, um pouco de deutério e de hélio-3 e uma coisinha de lítio. Alguns minutos depois do Big Bang, a grande sopa cósmica estava preparada, sendo a base de todos os outros ingredientes que surgiriam no Universo: estrelas, planetas e, eventualmente, vida. Surpreendentemente, a preparação desta sopa é tão simples que mesmo o cozinheiro menos experimentado poderia tentá-la. De facto, o balanço de ingredientes depende de um único parâmetro: a densidade inicial de protões e neutrões. Quando os astrónomos mediram a quantidade destes elementos no Universo, encontraram valores que concordavam muito bem com os que eram previstos pela teoria. Esta quase-concordância foi um dos pregos no caixão das oponentes à teoria do Big Bang.
Mas e quanto aos elementos mais pesados? Se não foram criados nos primeiros momentos do Universo, de onde vêm e quando foram criados? A resposta reside nas estrelas.
No interior das estrelas a temperatura e a densidade são altas o suficiente para se vencerem as forças que fazem com que os núcleos atómicos se repilam, fazendo que estes, em vez disso, se fundam. No fascículo 3 do Science in School vimos que a potência do Sol vem da fusão de núcleos de hidrogénio para se formar hélio no seu interior profundo (Westra, 2006). O mesmo acontece com todas as estrelas que estão na ‘sequência principal’, a fase em que queimam hidrogénio.
O mecanismo através do qual as estrelas produzem hélio do hidrogénio depende da massa da estrela: estrelas com a mesma ou menos do que a massa do Sol convertem hidrogénio em hélio principalmente via ‘cadeia protão-protão’ (ver imagem). Nas estrelas mais massivas, o mecanismo principal é o ‘ciclo CNO’, onde átomos de carbono, azoto e oxigénio agem como catalisadores para a fusão do hidrogénio em hélio (ver imagem).
O ciclo CNO coloca-nos num aparente paradoxo: se os elementos carbono, azoto e oxigénio são, eles mesmos, produzidos nas estrelas, como podem ser utilizados para catalisar a fusão de hidrogénio em hélio? A solução reside no facto das estrelas se formarem dos restos das gerações anteriores de estrelas. As primeiras estrelas já continham, de facto, hidrogénio e hélio, que converteram em elementos mais pesados. Estes elementos mais pesados foram libertados para o meio interestelar quando as estrelas explodiram em supernova. O meio interestelar tornou-se, progressivamente, enriquecido em carbono, azoto e oxigénio e a geração seguinte de estrelas já se formou com uma pequena quantidade destes elementos, o suficiente para atuarem como catalisadores.
consiste em gás muito
rarefeito ejetado da quente
estrela central (visível nesta
imagem), numa das suas
fases finais evolutivas
A imagem é cortesia do ESO
Durante a sequência principal, o período mais longo da vida de uma estrela, o hidrogénio é, assim, convertido em hélio. Eventualmente, o hidrogénio desaparece do centro da estrela, onde a ‘queima’ ocorre, e a estrela evolui, tornando-se maior, mais fria e mais vermelha – uma ‘gigante vermelha’. Depois de uma fase breve, a temperatura e a densidade no núcleo aumentam o suficiente para que novas reações aconteçam. Desta vez, é o hélio que começa a ‘queimar-se’. Dois núcleos de hélio podem fundir-se para formar um núcleo de berílio. Embora os núcleos de berílio sejam instáveis e a maioria se vá desintegrar, alguns vão colidir com outro núcleo de hélio, formando carbono. O balanço é, assim, que três núcleos de hélio formam um de carbono. Uma fração dos núcleos de carbono assim formados colide com outros núcleos de hélio para formar oxigénio. Assim, nos núcleos destas estrelas gigantes o hélio é convertido numa mistura de carbono e oxigénio.
Para estrelas apenas umas poucas vezes maiores do que o nosso Sol, isto será o final da história: assim que este núcleo de carbono-oxigénio se forma, a estrela ejeta as suas camadas exteriores na forma de uma ‘nebulosa planetária’, deixando para trás uma anã branca.
Para estrelas mais massivas, contudo, a aventura continua. A força gravitacional exercida por tal estrela ainda é forte, o que faz o núcleo contrair-se mais, aumentando, assim, as suas densidade e temperatura de tal forma que são possíveis mais reações nucleares que geram elementos ainda mais pesados. Desta forma, são produzidos elementos como o néon, o magnésio ou o silício e, mais tarde, enxofre, cloro e cálcio. Todos estes elementos têm um número de nucleões que é um múltiplo de quatro, uma vez que têm origem em combinações de núcleos de hélio. Uma vez que a um núcleo de hélio também se chama ‘partícula alfa’, estes elementos são conhecidos como ‘elementos alfa’ e são mais abundantes do que outros elementos mais pesados.
Contudo, a captura de hélio não é o único processo possível através do qual se formam elementos mais pesados. Mais raramente, os núcleos também podem capturar outras partículas, tais como neutrões, protões e deuterões. Desta forma, uma variedade de elementos, tais como flúor ou sódio, podem ser produzidos. Estes elementos, contudo, estão presentes em quantidades menores.
Finalmente, níquel-56 pode ser formado no processo alfa (pela combinação de núcleos de hélio). Este núcleo – com 28 protões e 28 neutrões – é instável e decai espontaneamente em ferro-56, que tem uma combinação estável de 26 protões e 30 neutrões. Até este momento, todas as reações que tiveram lugar na estrela produziram energia, o que permitiu à estrela continuar a sua vida e ‘lutar’ contra a gravidade. Mas com a formação de ferro-56 isto já não é mais possível. Sendo o núcleo mais estável que existe – tem a energia de invólucro nuclear mais elevada – o ferro-56 pode apenas ser transformado noutros elementos com adição de energia, em vez de a produzir. A estrela não pode usar estas reações para se aguentar. A produção de um núcleo de ferro numa estrela massiva é, assim, a profecia da desgraça: a estrela não consegue mais lutar contra a gravidade. Colapsa e o ressalto e onda de choque que se seguem terminam a sua vida de uma forma grandiosa e dramática: em supernova. Ao explodir, esta estrela vai colocar no meio interestelar todos os elementos que criou – e outros que vai criar mesmo antes de morrer. Mas isso é outra história…
Uma previsão de génio
O processo ‘triplo alfa’ é um exemplo de captura de hélio. É uma reação de dois passos em que um núcleo de carbono se forma a partir de três núcleos de hélio. Em primeiro lugar, duas partículas alfa (núcleos de hélio) colidem para formar um núcleo de berílio-8. Este é instável e decai muito rapidamente. Assim, é pouco provável que um terceiro núcleo de hélio seja capturado antes do decaimento do berílio-8. De forma a criar quantidades significativas de carbono no Universo, algum fator adicional, que torne a combinação bem sucedida mais provável, seria necessário.
Mas, sabemos que o carbono é criado – caso contrário nós, humanos (e toda a vida na Terra) não estaríamos aqui para o discutir e você não estaria a ler este artigo! Usando este simples mas profundo argumento, o famoso astrónomo britânico Fred Hoyle (1915-2001), num característico lance de génio, previu que algum fator de ajuda adicional tinha, de facto, de existir. Os cientistas voltaram-se para experiências laboratoriais e, como previsto, descobriram uma anteriormente desconhecida ‘ressonância’, um ajuste dos níveis de energia entre o berílio-8 e os núcleos de hélio-4 e o núcleo de carbono-12 que aqueles formam. Esta ressonância aumenta enormemente a probabilidade de uma bem sucedida combinação, tal qual Hoyle previra. Este é um exemplo fascinante de uma previsão científica feita a partir de um argumento baseado no simples facto dos cientistas (e da própria vida) existirem para pensar sobre isto.
References
- Westra MT (2006) Fusion in the Universe: the power of the Sun. Science in School 3: 60-62.
Web References
- Para mais informação sobre o ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere) e os seus projetos educacionais, visite: www.eso.org/public/outreach/eduoff/
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