De onde vieram os elementos químicos que compõem nossos corpos e tudo o que há no Universo?

Há quem ache que todos os elementos químicos estiveram o tempo todo disponíveis no Universo, mas não é verdade. Assim como o Universo, tudo teve um início. Então como surgiram o oxigênio (O) e o hidrogênio (H), que juntos compõem a água abundante em cerca de 70% nos nossos corpos? E os outros elementos leves, como carbono, nitrogênio, fósforo e enxofre, que juntos com O e H são responsáveis por formar em torno de 96% do organismo humano? Elementos um pouco mais pesados, como ferro e zinco, embora menos abundantes nos nossos corpos, são essenciais para o funcionamento de nosso metabolismo. O ferro também faz parte da composição de nosso planeta e é um importante constituinte, responsável pelo campo magnético terrestre e pela proteção que ele nos oferece (mas esse assunto será discutido em outro momento).

No início, o Universo era muito quente e denso, mas rapidamente, em torno de três minutos de vida, ele se expande a ponto da temperatura cair de 10³² K para a casa do bilhão (10⁹) de Kelvin. Embora essa temperatura fosse ainda bastante alta, ela era suficientemente baixa para permitir que os prótons e nêutrons recém-formados pudessem se unir para formar o deutério, um elemento pouco estável, formado por um próton e um nêutron (Figura 1, primeira reação nuclear). A maior parte dos prótons ficou livre (em torno de 6 para cada 7). Esse é o momento considerado como início da nucleossíntese primordial.

A Figura 1 mostra as principais reações nucleares que ocorreram nesta fase. É claro que não esperamos que você grave estas equações. Nem mesmo os especialistas sabem todas de cor. A intenção é apenas mostrar alguns exemplos para que você entenda um pouquinho de como as coisas funcionavam lá no início. Muitas destas reações ocorrem ainda hoje, mas no interior das estrelas. O núcleo elemento químico deutério está representado pela letra D. Embora sua representação seja ²H, a letra D é usada aqui para evitar confusão com o hidrogênio H (hidrogênio atômico), H₂ (hidrogênio molecular) ou, ainda, com o trítio (³H). Prótons (p) e nêutrons (n) se combinam para formar o deutério (D). O deutério, por sua vez, pode se combinar tanto com outro deutério para formar hélio-4 (⁴He) ou hélio-3 (³He), como com outros prótons e nêutrons. Nesta fase, lítio (Li) e berílio (Be) foram também formados. Em todas essas reações, há liberação de energia na forma de fótons (γ) ou partículas como p, n e neutrinos (ν). Repare que a temperatura ainda não é suficientemente baixa para que os elétrons se combinem com os prótons para formar o hidrogênio neutro ou hélio neutro, por exemplo. Então em todos esses casos, temos os núcleos dos elementos químicos. O elétrons estão espalhados e ainda não foram capturados pelos átomos. Isso só aconteceu algum tempo depois.

Após cerca de 20 minutos desde o Big Bang, o processo é interrompido devido ao fato da expansão causar decréscimo da densidade e da temperatura do Universo, desfavorecendo a formação de outros elementos.

Apenas em torno de 380 mil anos de vida do Universo é que a temperatura baixou para algo da ordem de 3000 K. Somente neste momento, elétrons puderam ser capturados pelos prótons e pelas partículas alfa (α), que são os núcleos de hélio, por exemplo, e assim formar o hidrogênio e hélio neutros. É a chamada fase de recombinação.

A evolução do Universo prosseguiu daí em diante com a formação das grandes estruturas. Devido à continuada expansão, a matéria primordial passou a acomodar-se onde havia pequenas irregularidades na densidade. Locais onde a densidade era ligeiramente maior favorecia o crescimento de zonas de maiores densidades, aumentando assim seu próprio potencial gravitacional.

Conforme a matéria ia se aglomerando, foram formadas as estrelas e as grandes estruturas que deram origem aos aglomerados de galáxias e às galáxias individualmente. A partir daí que a nucleossíntese continua até completar a tabela periódica: as estrelas! A formação de elementos mais pesados do que aqueles formados na nucleossíntese primordial só será possível basicamente no interior delas. É a chamada nucleossíntese estelar. Na Figura 2, nota-se que as primeiras estrelas só começaram a surgir quando o Universo alcança a idade em torno de 400 milhões de anos.

A nucleossíntese estelar pode acontecer de duas formas principais: nucleossíntese quiescente (calma) e nucleossíntese explosiva.

A nucleossíntese quiescente acontece quando a estrela está no chamado equilíbrio hidrostático. Isso quer dizer que seus parâmetros, como temperatura superficial e raio, praticamente não mudam. A gravidade, que puxa o material para o centro da estrela, é balanceada pela pressão que empurra o material para fora da estrela.

As estrelas começam suas vidas como objetos ricos em hidrogênio que colapsam devido à gravidade. Esse colapso gravitacional transforma energia gravitacional em energia térmica, aquecendo o núcleo a ponto de reações nucleares serem possíveis. Dependendo da massa inicial da estrela e se ela está isolada ou num sistema múltiplo, diferentes caminhos evolutivos podem tomar lugar. Estrelas que nascem com massa em torno de até 45% da massa do Sol, transformam parte do hidrogênio em hélio e as reações cessam por aí.

Uma estrela como o nosso Sol transforma hidrogênio em hélio. Quando o hidrogênio acaba no núcleo, este fica rico em hélio, sofre um novo aquecimento e terá condições suficientes para transformar hélio em carbono através da reação triplo-alfa, onde três partículas alfas se combinam para formar o carbono (Figura 3).

Após todo hélio ser consumido do núcleo, este fica enriquecido com carbono. Uma estrela como nosso Sol não conseguirá atingir temperatura nuclear suficiente para transformar o carbono em elementos mais pesados. O destino desta estrela será uma nebulosa planetária, como a das Figuras 4 e 5. Nesta fase, o Sol irá expelir seu envelope, enviando para o meio interestelar todo o material processado, enriquecendo o meio. Mas não se preocupe, ainda temos alguns bilhões de anos até que isso aconteça!

Após essa fase de nebulosa planetária, o nosso Sol irá virar uma anã branca com um núcleo muito denso de carbono, após perder todo seu envelope. Sem reações nucleares possíveis de ocorrer, esse núcleo irá se resfriar até virar uma anã negra.

Se a estrela tem massa inicial ainda maior, por exemplo, em torno de 10 vezes a massa do nosso Sol, elementos cada vez mais pesados serão formados, pois as temperaturas alcançadas no núcleo serão altas suficientes para fundir novos elementos.

No interior das estrelas, a partir da queima quiescente, uma estrela pode formar até o ferro. Em todos esses processos, as reações são exotérmicas. Para formação de elementos mais pesados do que o ferro, as reações deixam de ser exotérmicas e as explosões de supernovas é que darão conta da formação destes elementos. 

Mas você pode estar se perguntando: se o Sol ainda está transformando hidrogênio em hélio, como fomos formados, já que somos compostos de carbono, oxigênio, nitrogênio e até ferro? Como a Terra se formou, se para isso são necessários diferentes elementos químicos como silício, alumínio, cobre e até urânio?

Na verdade, esses elementos já estavam incorporados na grande nuvem rica em hidrogênio que formou o nosso sistema planetário. Como as estrelas processam material e jogam para o meio interestelar suas camadas através de ventos ou de explosões, estrelas anteriores se formaram na vizinhança solar, morreram, enriqueceram o meio e novas estrelas nasceram após elas.

O nosso Sol foi uma destas novas estrelas. Pense que o Universo tem quase 14 bilhões de anos e o nosso Sol tem cerca de 4,5 bilhões de anos. Então, nossa estrela é bem nova comparada com o universo inteiro.

No início do Universo, as primeiras estrelas não tinham elementos como carbono, enxofre, silício, ferro e tantos outros incorporados, mas as novas estrelas já os possuem. E embora eles estejam num percentual muito, mas muito baixo (lembre-se que em torno de 98% é hidrogênio e hélio), são importantíssimos para a formação do nosso ambiente e de nós mesmos.

Hoje, sabemos que cerca de 75% da massa do Universo visível é constituída de H, cerca de 23% da massa é hélio, e em torno de 2% é devido a elementos mais pesados. Entretanto, essa pequena abundância relativa de elementos mais pesados esconde sua real importância.

A maior parte do material do nosso planeta e do corpo humano faz parte deste pequeno percentual. No corpo humano, o oxigênio é responsável por 65%, carbono por 18%, hidrogênio por 10%, nitrogênio em torno de 3%, cálcio 1,5%, fósforo 1%, existindo ainda traços de outros elementos como K, S, Na, Cl, Mg, Fe, entre outros.

Para não causar muito cansaço, na próxima matéria falarei com mais detalhes sobre a evolução de estrelas de diferentes massas para complementar as ideias deste post. Para continuar neste assunto, clique aqui e nos acompanhe!