ROCK STAR E A ORIGEM DO METAL
Numa bela tarde depois de uma aula de química, um jovem roqueiro percebeu que o ferro presente no aço – que está nas cordas de sua guitarra – deve
ser o mesmo ferro presente nas células de seu sangue. Essa ideia despertou nele a curiosidade sobre a origem desse elemento químico. Certamente a resposta mais
imediata é a do minério de ferro, que se encontra no interior da Terra. Mas como o átomo de ferro foi formado? E como se instalou por aqui?
Para desvendar esse mistério, o roqueiro precisou chegar nas origens da própria Terra. Acontece que a Terra, assim como nosso sistema planetário, foi formada
junto com o Sol, a nossa estrela. E o Sol, por sua vez, foi formado a partir de uma nuvem interestelar que continha todos os ingredientes necessários para gerar o
sistema solar. Antes de entender como o ferro foi parar na nuvem-mãe (o berçário estelar do Sol), é necessário aprender como se formam os elementos químicos mais simples. Para isso, o roqueiro precisou viajar, durante sua jornada de descobertas, para dentro do próprio Sol, onde ocorrem reações termonucleares que, além de
nos fornecer a energia necessária para a vida, produz átomos mais pesados a partir de átomos mais leves por meio da fusão nuclear.
O QUE É UM ÁTOMO?
Para explicar as reações nucleares, é preciso relembrar alguns conceitos básicos dos elementos químicos. O átomo é uma das menores partículas que constituem
a matéria. Ele é formado por partículas menores ainda, principalmente os prótons – encontrados no núcleo atômico – e os elétrons, que se movimentam em
órbitas ao redor do núcleo. Não vamos nos preocupar com os elétrons por enquanto, pois é sobre o núcleo atômico que se baseia nossa história.
Os prótons possuem uma carga elétrica positiva. Além deles, pode ser encontrada no núcleo outra partícula que não tem carga elétrica e é conhecida por nêutron.
O número de prótons dentro de um núcleo define o elemento químico, enquanto que diferentes quantidades de nêutrons irão definir as variedades que esse
elemento pode assumir, chamadas isótopos.
O átomo mais simples é o hidrogênio (H), que é o único elemento a possuir apenas um próton em seu núcleo e nenhum nêutron. Os diferentes tipos de
hidrogênio encontrados na natureza, ou seja seus isótopos, são principalmente o deutério, que tem 1 próton e 1 nêutron em seu núcleo, e o trítio, que
tem 1 próton e 2 nêutrons. A simbologia utilizada no caso do hidrogênio e seus isótopos fica assim: hidrogênio: 1H1; deutério: 1H2; trítio: 1H3.
O segundo átomo mais simples é o hélio, que apresenta 2 prótons e 2 nêutrons em seu núcleo (2He4). Um dos seus isótopos, contendo 2 prótons e 3 nêutrons,
é chamado “hélio três” (2He3).
FUSÃO NUCLEAR E NUCLEOSSÍNTESSE
Agora podemos falar das reações nucleares apenas combinando o número de prótons e nêutrons de forma a sempre manter um balanço de massa e energia
que entram e que são produzidas durante a fusão nuclear, no processo conhecido como nucleossíntese.
A primeira dúvida que surgiu no pensamento de nosso amigo roqueiro foi: o núcleo atômico tem carga elétrica positiva, certo? Como é possível então aproximar
dois núcleos, ao ponto de eles se fundirem, se existe uma força de repulsão entre cargas de mesmo sinal?
Essa é uma excelente pergunta! Para superar a força coulombiana de repulsão de cargas, as partículas devem adquirir altíssimas energias cinéticas. Ou seja,
devem estar sob condições de altas temperaturas e altas pressões. Nesse ponto, surge uma segunda pergunta na mente de nosso roqueiro: onde se encontram tais
condições físicas?
Na verdade, não há na Terra um local em que se possa reproduzir as condições necessárias para realizar a nucleossíntese. Vamos encontrar tais condições no interior
das estrelas. Em busca de respostas para sua curiosidade sobre a origem dos elementos, nosso amigo precisou conhecer melhor nossa estrela: o Sol.
ESTRUTURA ESTELAR: O INTERIOR DO SOL
O interior solar é formado por um “caroço” (do termo em inglês core), que se encontra a uma temperatura de 1,5 x107 K (quinze milhões de Kelvin).
Esse core é rodeado por uma região conhecida por Zona Radiativa, onde a energia é transportada por meio de absorção e reemissão de fótons, os quais podem levar
milhões de anos até atingirem a superfícíe (fotosfera) do Sol. Porém, antes de chegar à fotosfera, a energia é transportada por convecção em uma camada conhecida por
Zona Convectiva.
Na região central, onde a temperatura varia entre 107 e 108 K (de 10 a 100 milhões de Kelvin) forma-se uma camada onde ocorre queima de H ao redor de um core de He
inerte. Aqui não se trata de “queima” no sentido de combustão química, já que o H é consumido via fusão nuclear.
À medida que o tempo passa, o raio do core constituído de He vai aumentando enquanto que a camada de H, onde ocorre a fusão nuclear, vai diminuindo. Isso vem acontecendo há cerca de 5 bilhões de anos, desde que o Sol se formou, e vai continuar assim por mais outros 4 ou 5 bilhões de anos. Ou seja, nossa estrela é uma “senhora de meia-idade”.
PREVISÃO DE MUDANÇAS NA COMPOSIÇÃO QUÍMICA DO SOL
Uma estimativa das mudanças na composição química do interior solar é mostrada no esquema ao lado. Os painéis apresentam a porcentagem de H e He em função da distância ao centro, que vai se alterando com o passar do tempo. Ao nascer a estrela tinha cerca de 96% de átomos de H e 3% de He distribuídos igualmente
em toda a estrela. Outros elementos químicos, provenientes da nuvem-mãe também são encontrados no Sol, mas em fração bem menor (cerca de 1%). Hoje em dia, o core é constituido de uma parte de He e outra parte de H, em proporções semelhantes. O raio do core é de cerca de 110 mil km.
No final de sua vida, o core estará repleto de He, enquanto que praticamente todo o H se encontrará nas camadas mais externas, a partir da metade da estrela (a 350 mil km do centro). Antes de falarmos sobre o final da vida do Sol, vamos descobrir como o H é transformado em He.
REAÇÕES TERMONUCLEARES: A PRODUÇÃO DE ENERGIA SOLAR
A nucleossíntese em sua forma mais simples é conhecida como cadeia próton-próton. Basicamente este processo consome 4 núcleos de hidrogênio (prótons) para
gerar 1 núcleo de hélio. Na primeira etapa, dois prótons se fundem para formar um núcleo de deutério (1H2), um neutrino* (n) e um pósitron** (e+). O neutrino imediatamente escapa da estrela, enquanto que o pósitron colide com um elétron e ambos são aniquilados, liberando energia.
Na segunda etapa, o núcleo de deutério se funde a um próton para formar o isótopo de hélio (2He3), liberando energia na forma de raios gama (g). Na terceira etapa, dois desses isótopos 2He3 se fundem para formar um átomo de hélio (2He4) e liberar dois núcleos de hidrogênio. Desta forma um total de seis núcleos de hidrogênio está envolvido nas reações, mas apenas quatro deles são utilizados para formar o hélio.
Note como o próton é decomposto em outras sub partículas
A massa do núcleo de hélio é um pouco menor que a soma das massas dos quatro prótons utilizados. Essa diferença de massa, que corresponde a 0,07% da massa do
hidrogênio, será convertida em energia no interior estelar. Apesar de pequena, essa massa fornece grandes quantidades de energia. Lembrar que a conversão de massa em energia ocorre pela relação E=mc2, ou seja, é proporcional à velocidade da luz ao quadrado!! Como nessa fase da vida da estrela 91% de seus átomos são de hidrogênio, ela tem armazenada uma grande quantidade de material para gerar energia pelo processo de fusão termonuclear.
Felizmente o Sol continuará a produzir He por um longo tempo, fornecendo a energia que nos garante a vida. Mesmo sabendo que isso ainda vai demorar, a perspectiva do final da vida do Sol deixou nosso roqueiro meio preocupado. Como acontece a morte de uma estrela?
ESTÁGIOS FINAIS DA EVOLUÇÃO DO SOL
A estrela começa a “morrer” quando a energia deixa de ser produzida no core central. Os possíveis caminhos para o final de vida das estrelas dependem de sua massa, ou seja, da quantidade de gás que ela contém. O Sol é considerado uma uma estrela de baixa massa. Tem apenas cerca de 2×1030 kg, que corresponde a uma unidade conhecida como massa solar. Neste caso, a morte será antecedida pela fase de gigante vermelha, que se transformará em uma nebulosa planetária, restando no final uma
estrela anã branca, que por sua vez vai esfriar até se transformar em uma anã negra, sem emitir radiação alguma.
O FIM DA PRODUÇÃO DE ENERGIA DO SOL
Até esse ponto ficaram claras para o roqueiro as mudanças que o Sol vai sofrer, mas permaneceu a dúvida sobre a falta de produção de energia no centro da estrela. Afinal, porque não é esperada a queima do He nessa região central? E a resposta está nas condições físicas necessárias para realizar tais reações termonucleares.
Para que dois núcleos de He sofram fusão, a temperatura deve ser maior que 100 milhões de Kelvin e a densidade maior que 1 kg por cm3. Tais níveis de temperatura só se encontram em estrelas de massas maiores. Na verdade, nos estágios mais avançados de sua evolução, o Sol pode atingir tais condições físicas, mas isso deve acontecer por um curto período, na fase de gigante vermelha, quando as últimas camadas da estrela estiverem se desprendendo da parte central. A partir dessa fase o Sol entrará para os estágios finais de sua vida, sem produzir energia. O roqueiro, que gosta de aventuras, logo imaginou possíveis locais no espaço para a humanidade habitar, caso ainda exitirmos, mas isso tudo ainda está tão longe no tempo, que podemos deixar esse assunto para outra história. Antes de morrer, o Sol poderá produzir o Fe que estamos procurando? Não. As estrelas de baixa massa como o Sol não têm condições de produzir ferro. Continuando a busca da origem dos metais (o Fe e outros átomos mais pesados que o He), a jornada do roqueiro teve que tomar um novo rumo, direto para o centro das estrelas com mais que 8 massas solares.
Evolução de estrelas semelhantes ao Sol
Na fase de gigante vermelha, a superfície do Sol atingirá um raio de cerca de 200 vezes seu raio atual (200 x 7 105 km), englobando os planetas Mercúrio e Vênus e chegando perto da órbita da Terra. Sua cor vai mudar de amarelo para vermelho porque a temperatura superficial do Sol vai cair de 6000 K para cerca de 3000 K. Isso tudo vai acontecer porque no core da estrela, constituído de He puro, não haverá mais fusão nuclear, enquanto que a queima de H continuará ocorrendo na camada superior. O core de He aumenta, mas sem produção de energia. Na camada acima do core inerte de He, a temperatura aumenta (106 < T < 107 K) e a queima de H é mais rápida, intensificando a pressão nas camadas mais externas, o que causa um desbalanço geral. Ou seja, o equilíbrio entre pressão e gravidade, que manteve por longos anos a estrela estável (raio e temperatura quase inalterados), é interrompido. Assim, ocorre uma expansão lenta da estrela (aumento de seu raio) e a consequente diminuição da temperatura superficial.
ESTRELA DE ALTA MASSA GERAM METAIS
O “core” das estrelas de alta massa tem as condições físicas necessárias, que mencionamos anteriormente, para as reações nucleares prosseguirem, nas quais átomos de hélio vão ser transformados em carbono: basicamente três núcleos 2He4 produzem um núcleo 6C12 , tendo como intermediário o berílio. Novamente temos a liberação de energia, na forma de raios gama, gerada pelo balanço entre números de prótons e nêutrons que participam das reações, como vimos anteriormente na cadeia próton-próton. Em estrelas com massas maiores que 15 massas solares, a temperatura no seu centro pode atingir valores mais elevados que 300 milhões de Kelvin (T > 108,5 K) e
as densidades são maiores que 10 toneladas por cm3. Nessas condições é possível realizar a fusão de carbono e prosseguir formando elementos cada vez mais pesados,
sempre liberando energia. Quando temperaturas maiores que 1 bilhão de Kelvin são atingidas nessas estrelas massivas, tem-se as condições de formar elementos até chegar no Fe. A queima do core estelar é acompanhada pela queima nas camadas vizinhas, ou seja, a estrela tem uma estrutura interna do tipo “casca de cebola”,
em que cada camada tem condições físicas que variam gradativamente, proporcionando a fusão nuclear dos diferentes elementos químicos.
Interior de uma estrela massiva muito evoluída
As camadas se distribuem na forma de cascas de cebola, as quais contém progressivamente elementos mais pesados, raios cada vez menores e temperaturas mais elevadas. Os processos de formação de elementos mais pesados, a partir dos mais leves, são conhecidos como nucleossíntese estelar quiescente, ou seja, processos que ocorrem no interior da estrela durante seu período de vida.
A ORIGEM DOS METAIS PESADOS
Finalmente o roqueiro encontrou a origem do Fe e entendeu que somente nas condições extremas encontradas no interior das estrelas os elementos químicos podem ser formados. Mas a história não pode terminar aqui. Falta ainda descobrir como o Fe, que estava dentro de uma outra estrela veio parar na Terra. Além disso, precisamos completar a Tabela Periódica, com os elementos ainda mais pesados que o Fe.
Bem, pode parecer simples, mas não é. O mais óbvio seria esperar que núcleos de Fe pudessem sofrer fusão, continuando os processos descritos anteriormente.
No entanto, não é possível realizar fusão do ferro.
Outros processos, que envolvem desintegração e captura de partículas, são necessários para formar elementos mais pesados, neste caso a nucleossíntese estelar explosiva. Trata-se da morte catastrófica de uma estrela, quando ocorre uma violenta explosão fornecendo as condições ideais para gerar elementos como ouro, platina, urânio, entre outros.
Existem dois tipos de explosão de supernova. Quando se trata da morte de uma estrela de alta massa, a supernova é considerada de tipo II. O outro caso é de um sistema binário, em que uma anã branca (originalmente de baixa massa) eventualmente recebe matéria de sua companheira gigante vermelha. Com o aumento de massa, a anã branca pode atingir um valor crítico de instabilidade que leva a estrela a explodir de forma violenta, a supernova de tipo I.
Sim, claro! O roqueiro lembrou que na explosão de supernova as camadas da estrela são ejetadas em todas as direções, distribuindo material que estava no interior estelar para o meio ambiente a seu redor. Isso é genial! – pensou o roqueiro – Após a morte da estrela, o espaço interestelar fica mais enriquecido com a presença de elementos químicos que antes não estavam naquela região.
EVOLUÇÃO DE ESTRELAS MAIORES QUE O SOL
As estrelas de altas massas podem ter um fim catastrófico, na forma de explosão de supernova, que ejeta parte de suas camadas a altas velocidades.
No final sobra apenas um objeto compacto no centro, conhecido por Estrela de Nêutrons (densidade=1015g/cm-3, raio de alguns km), que tem alta rotação e emite partículas carregadas por feixes de radiação saindo dos pólos. Se o eixo de rotação não for coincidente com a inclinação dos feixes de radiação podemos observar a estrela de nêutrons como um Pulsar.
Se a explosão for ainda mais violenta, o que sobra da estrela será um objeto muito compacto (extremamente denso e de pequeno raio). A ação gravitacional de um objeto desse tipo distorce o espaço a seu redor de tal forma que nem a própria luz consegue escapar, daí o nome de Buraco Negro para esse objeto compacto.
A CHEGADA DOS METAIS NOS PLANETAS
Nuvens interestelares de gás e poeira, a partir das quais se formam novas estrelas, podem ser enriquecidas com os elementos produzidos na explosão da supernova, e assim teremos uma nova geração de estrelas mais rica em metal do que as anteriores.
Os astrônomos acreditam que foi essa a história do nascimento de nossa estrela. Uma nuvem interestelar, que já continha uma certa quantidade de elementos químicos, passou pelos processos de fragmentação e formou vários embriões de estrelas, entre eles aquele que deu origem ao Sol (proto-Sol).
Nossa estrela e seus planetas foram formados do mesmo material enriquecido de metais presentes na nuvem-mãe.
O final dessa história é o mais emocionante que se pode ter, em que se fecha o ciclo de vida das estrelas, com a morte de umas favorecendo a formação de outras ainda mais ricas em metais. E além disso, chegamos àquela conclusão famosa de que todos temos produtos de estrelas dentro de nós. Certamente nosso amigo roqueiro ficou contente em saber que ele era um verdadeiro “rock star” e que finalmente entendeu a origem do metal.
AS ETAPAS DA FORMAÇÃO ESTELAR
(1) A partir da contração da nuvem é formado o embrião (casulo de gás e poeira) que vai gerar a protoestrela (estrela-bebê).
(2) O efeito combinado de ação gravitacional e rotação da nuvem proporciona uma distribuição do material no plano equatorial (o disco protoplanetário) com uma concentração maior de massa no centro (o proto-Sol).
(3) Ocorrem na protoestrela ventos e jatos que ejetam resquícios, que sobraram da nuvem mãe, evidenciando a estrela central, ao mesmo tempo que se iniciam em seu interior os processos de radiação de energia. No disco equatorial, grãos de poeira se aglutinam para formar os planetesimais, que por sua vez irão se juntar para gerar corpos maiores, como planetas, asteroides, cometas etc, até chegar no estágio.
(4) como conhecemos hoje nosso Sistema Solar.
O CICLO DE VIDA DAS ESTRELAS
A TABELA PERIÓDICA
RESUMO: PARA LEMBRAR O ESSENCIAL
O átomo é uma partícula da matéria formado por sub partículas como os prótons e nêutrons (que constituem o núcleo atômico) e os elétrons, que se movimentam
em órbitas ao redor do núcleo. O número de prótons define o elemento químico, e variações desse número definem os isótopos do elemento.
Nucleossíntese é o processo de formação dos elementos químicos, em que núcleos atômicos mais leves se fundem para formar elementos mais pesados, ou seja fusão nuclear. Esse processo ocorre por meio de reações termonucleares, que liberam energia.
Na escala de temperatura Kelvin, ou temperatura absoluta, os valores correspondem à temperatura em graus Celsius somada a 273. Na escala Kelvin não existem valores negativos e a temperatura 0 K (zero Kelvin) é chamado zero absoluto.
Como os núcleos atômicos têm carga positiva, para a ocorrência da fusão nuclear são necessárias altas temperaturas para produzir a energia cinética suficiente para vencer a força coulombiana de repulsão de cargas de mesmo sinal.
A estrutura interna do Sol é composta por uma região central, que chamamos de “core”. A Zona Radiativa é a camada ao redor do core , na qual o transporte de energia ocorre por meio de absorção e reemissão de fótons. Depois dessa camada vem a Zona Convectiva onde a energia é transportada por convecção, ou seja,
por movimentos ascendentes e descentes devidos a diferenças de temperatura em função da profundidade. A fotosfera é uma fina camada que define a superfície do Sol.
A composição química (ou abundância dos elementos químicos) no Sol, distribuída em termos de massa, é cerca de 71% de hidrogênio, 27% de hélio, 1% de oxigênio, 0,4% de carbono, 0,1% de nitrogênio, 0,1% de silício, 0,01% de ferro, entre outros.
A produção de energia no Sol ocorre por fusão nuclear entre átomos de hidrogênio,
por meio da cadeia próton-próton, onde quatro prótons (núcleos de H) são consumidos para para gerar um núcleo de hélio. Esse processo produz neutrinos (sub-partículas atômicas) e libera energia na forma de raios gama. Também são formados pósitrons, sub-partícula considerada antimatéria, pois tem carga positiva e é aniquilada ao colidir com um elétron.
A quantidade de matéria contida no Sol é de cerca de 2×1030 kg, que corresponde a uma unidade conhecida como massa solar. O Sol é uma estrela de baixa massa, cuja temperatura no core não é suficiente para queimar He. Quando termina o H do core, a energia deixa de ser produzida na parte mais interna da estrela. Os estágios finais da vida de estrelas de baixa massa passam pela fase de gigante vermelha (grande raio e baixa temperatura superficial). Com o desprendimento das últimas camadas da estrela, separando-se da região central, forma-se um objeto de duas componentes, conhecido como nebulosa planetária. Depois que todo o gás
difuso se distribuí no espaço, o objeto que resta é conhecido como anã branca.
Apenas as estrelas de alta massa têm as condições físicas para produzir elementos mais pesados que o hélio, tais como carbono, oxigênio, neônio, magnésio, silício e ferro, que são considerados metais. A fusão de elementos mais leves para formar elementos gradativamente mais pesados é conhecida como nucleossíntese estelar quiescente, que ocorre em camadas do tipo “cascas de cebola” no interior da estrela de alta massa, durante sua vida. Na sua morte, outros elementos mais pesados são formados por processos de dissociação e recombinação de partículas menores. Neste caso, trata-se da nucleossíntese estelar explosiva. Os primeiros elementos leves formaram-se na nucleossíntese primordial, a partir do Big Bang que deu origem ao Universo.
A explosão de Supernova pode ocorrer de duas formas. A de tipo II refere à morte de uma estrela de alta massa. A supernova de tipo I é o caso de uma anã branca que tem uma gigante vermelha como companheira. A anã branca recebe matéria de sua companheira e o aumento de massa faz com que a anã branca sofra uma explosão na forma de supernova. O que resta da estrela depois da supernova tipo II é um objeto muito denso e compacto, conhecido por Estrela de Nêutrons, que tem alta rotação e emite partículas carregadas por feixes de radiação saindo dos pólos. Caso o eixo de rotação não seja coincidente com a inclinação do eixo dos feixes de radiação podemos observar a estrela de nêutrons como um pulsar. A explosão de supernova mais extrema gera um objeto ainda mais compacto que recebe o nome de Buraco Negro.
Os elementos químicos espalhados pela explosão de supernova enriquecem as nuvens interestelares. Essas nuvens, constituídas de gás e poeira, são consideradas berçários estelares. As protoestrelas (“estrelas-bebês”) são formadas pelo material da nuvem interestelar (“nuvem-mãe”), que sofre fragmentação e colapso (contração). Além disso, o material da nuvem também se distribuí em um disco equatorial, pela combinação dos efeitos de rotação e contração da nuvem. É a partir desse disco protoplanetário, que se formam os planetesimais, pequenos corpos que crescem a partir da aglutinação dos grãos de poeira (silicatos, óxidos, gelo etc). Os planetas, asteroides e cometas foram formados a partir do disco protoplanetário.
FONTE:
Autoria e roteiro
Jane Gregorio-Hetem (coordenadora)
Annibal Hetem Jr.
Projeto gráfico e ilustrações
Marlon Tenório
Colaboradores
Guilherme Marson (Consultor)
Lívia Aceto (Educadora)
Financiamento
CNPQ – Processo Numero: 402114/2010-8