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Através do Big Bang aconteceu o surgimento dos elementos químicos, o universo começou a evoluir, surgiram as estrelas, planetas e galáxias. Através da formação das partículas subatômicas, essas se uniram através de reações dando origem a átomos leves e simples como (H) e o (He).

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A maior parte dos elementos químicos que podemos observar é originada em processos que ocorrem no interior das estrelas, ou seja, processos de nucleossíntese estelar, em que a transformação de um elemento em outro é um subproduto da geração de energia nas estrelas.

Elementos mais pesados são criados gradualmente no centro de estrelas, por fusão nuclear; esse processo de fusão termina quando atinge-se o 56Fe, núcleo que possui a maior energia de ligação por partícula.

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Muitos dos elementos presentes no dia a dia, como o Oxigênio, o Carbono, o Ferro e outros, constituem apenas 2% do total da matéria usual do Universo. Todo o resto é composto de 73% de Hidrogênio e 25% de Hélio. Mas, sem esses elementos, não existiríamos aqui.

Logo depois do Big-Bang, quase 100% da matéria era constituída de Hidrogênio, com uma pequena parcela composta de uma mistura de Deutério, Hélio e Lítio. À medida que o Universo se expande e esfria, inicia-se a concentração das massas, nascendo as estrelas.

A evolução das estrelas se dá lentamente; a contração gravitacional causa o aquecimento interno, e são iniciados processos de fusão nuclear. Há várias fases nesse processo de evolução estelar, que ocorrem por conta de um balanço delicado entre a pressão gravitacional, a taxa de criação de energia por reações nucleares e o escape de energia (vista na forma de luminosidade). Essas fases correspondem à sequência principal (nosso Sol está nesta fase), Gigante Vermelha e outras.

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Quando as reações termonucleares cessam, a estrela começa a resfriar, e inicia a contração gravitacional. Dependendo do tamanho da estrela, seu estado final pode ser uma anã branca ou uma supernova. A explosão da supernova espalha no Universo o seu material, que posteriormente fazem parte da formação das estrelas da geração seguinte. Se a supernova for do tipo II, podem ser criados elementos mais pesados que o 56Fe, via o processo – r. Estudos recentes indicam que a fusão de duas estrelas de nêutrons também desempenha um papel importante na geração de elementos pesados como o Ouro via o processo-r.

A Física Nuclear desempenha um papel fundamental nesses estudos. Em particular, é interessante observar que certos detalhes de propriedades físicas dos núcleos que somente podem ser explicados pelos trabalhos minuciosos e altamente precisos, podem explicar questões fundamentais da natureza. Por exemplo, uma das razões pelas quais nós existimos neste mundo depende crucialmente do fato de que os núcleos de número de massa A igual a 5 ou 8 não são estáveis. Se não, a evolução solar se tornaria rápida demais e não haveria tempo de desenvolver seres vivos. Além disto, sabemos que o Sol é uma estrela de segunda geração (ou posterior) e não é uma estrela primordial criada logo após o Big Bang. Caso contrário, também não existiríamos aqui por falta de elementos que compõem moléculas complexas, tais como 12C.

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Emily Thauana e Fernanda Kelly

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A Origem dos Elementos Químicos | Profissão Químico

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