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Fusão no Universo: a origem das jóias

Traduzido por Paulo Santos Ramos

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Imagem cedida gentilmente por Mafalda Martins, ESO

Será a alquimia demasiado bom para ser verdade? Paola Rebusco, Henri Boffin e Douglas Pierce-Price, da ESO em Garching, Alemanha, descrevem como fazer ouro- e outros metais pesados- é possível, apesar de não ser, infelizmente, no laboratório.

Como são formados os elementos pesados? O último episódio da saga “Fusão no Universo” (Boffin & Pierce-Price, 2007), acaba com a produção do ferro, mas a aventura nucleosintética- na qual os núcleos atómicos - são criados – não a acaba aqui. Vamos refrescar a memória. Nos minutos iniciais, após o Big Bang, a temperatura do recém-nascido Universo, desceu (para uns poucos milhões de graus!) para formar hidrogénio e hélio. As estrelas dispenderam a maioria da sua vida a queimarem hidrogénio convertendo-o para hélio. Apenas quando a temperatura e a pressão se tornaram suficientemente elevadas, passaram a fundir átomos de hélio, formando novos elementos. Os elementos mais leves são os tijolos que fundem com sucesso para produzir elementos mais pesados, até ao ferro-56.

O ferro-56 tem o núcleo mais estável porque tem a máxima energia de blindagem (ver caixa e diagrama). A natureza aprecia configurações estáveis e portanto o processo de fusão descrito no nosso último artigo, o qual nos conduziu do hidrogénio aos núcleos mais pesados e mais estáveis, não prosseguirá para além do ferro-56. Portanto, de onde provém elementos mais pesados, como o chumbo, a prata, o ouro e o urânio? Não há aqui magia: o Universo fornece outras maneiras fascinantes para produzir todos os outros elementos pesados. Nas altas temperaturas e pressões de uma estrela, a fusão é tão espontânea como rolar por uma colina abaixo (um processo que liberta energia). Para além disso, os passos seguintes da nucleosíntese são bastante activos, uma vez que envolvem capturas e explosões. Três tipos de captura estão envolvidos, dois relacionados com a captura de neutrões (os processo -s e -r) e um com a captura de protões (o processo-p).

Gráfico da energia de ligação: o gráfico mostra a energia de ligação por núcleo (i.e. por protão ou neutrão), expressa em MeV (1 MeV=1,6x10-13J). Para um número atómico crescente a energia de ligação aumenta (neste gráfico, para baixo), até atingir o máximo no ferro-56. A nucleosíntese do hidrogénio até ao ferro-56 é energeticamente favorável e ocorre por reacções de fusão consecutivas. Se quiser subir o resto da tabela periódica, então são necessários novos mecanismos, como os processos -s, -r e -p. De notar que podemos ir na direcção contrária (dos átomos mais pesados para os mais leves) através da fissão nuclear
Gráfico da energia de ligação: o gráfico mostra a energia de ligação por núcleo (i.e. por protão ou neutrão), expressa em MeV (1 MeV=1,6x10-13J). Para um número atómico crescente a energia de ligação aumenta (neste gráfico, para baixo), até atingir o máximo no ferro-56. A nucleosíntese do hidrogénio até ao ferro-56 é energeticamente favorável e ocorre por reacções de fusão consecutivas. Se quiser subir o resto da tabela periódica, então são necessários novos mecanismos, como os processos -s, -r e -p. De notar que podemos ir na direcção contrária (dos átomos mais pesados para os mais leves) através da fissão nuclear
Imagem cedida gentilmente por Mafalda Martins, ESO

Captura de neutrões

Uma via para criar elementos mais pesados que o ferro-56 começa quando neutrões extra colidem e fundem com núcleos existentes. Desta maneira obtém-se núcleos ricos em neutrões e mais pesados, mas com o mesmo número de protões, ou o mesmo número atómico. Estes núcleos são apenas isótopos mais pesados do elemento original, não se tendo ainda atingido o propósito inicial de criar um novo elemento, mais pesado.

Contudo o processo ainda não terminou. Estes novos isótopos podem ser estáveis ou instáveis, dependendo do seu número de protões e neutrões. Se a captura de neutrões produzir um isótopo instável, pode induzir um decaimento radioactivo espontâneo. Este tipo de decaimento é um ‘decaimento-beta’, no qual um electrão e um anti-neutrino são emitidos, sendo um dos neutrões do núcleo convertido num protão. O resultado global é a conversão de um núcleo com mais um protão e mais alguns neutrões. Uma vez que o número de protões foi alterado, isto produziu de facto um novo, e diferente elemento.

Este processo de captura de neutrões seguido de um decaimento-beta, é importante tanto se a captura de neutrão é lenta ou rápida relativemente ao decaimento-beta. Os dois casos, referidos respectivamente como processo-s ou processo-r, produzem elementos diferentes e ocorrem em circunstâncias diferentes no Universo.

Captura lenta de neutrões: o processo-s

Cada captura de neutrões no processo-s converte um núcleo num isótopo do mesmo elemento com mais um neutrão. Eventualmente, este aumento de apenas um no número de neutrões levará a um isótopo instável. Porque a captura de neutrões é relativamente lenta no processo-s, o núcleo instável sofre um decaimento-beta antes de mais neutrões poderem ser capturados. Por outras palavras, á medida que a primeira configuração instável é atingida, o decaimento-beta transforma o núcleo noutro com mais um protão e alguns protões a menos. (ver diagrama).

Em que sítio do Universo se pode encontrar as condições ideais para o processo-s ocorrer? Isto pode ser possível nos últimos estágios da vida das estrelas semelhantes ao Sol. Sabemos já (ver, por exemplo, Boffin & Pierce-Price 2007) que se a massa inicial de uma estrela é comparável á do Sol, então no final da vida desta estrela, fica sem combustível e arrefece transformando-se numa anã branca. Antes de arrefecer, neutrões livres são produzidos (principalmente do decaimento do carbono e do néon): são suficientemente preenchidos para produzir elementos pesados por captura lenta de neutrões. Por esta via, elementos como o bário, cobre, ósmio, estrôncio e tecnécio são produzidos.

Exemplos do processo-s (topo) e processo-r (fundo). Cada posição na escala representa um possível núcleo diferente, com o número de neutrões a variar horizontalmente, e o numero de protões verticalmente. Assim, cada linha horizontal representa isótopos do mesmo elemento. Nos caminhos mostrados, um passo para a direita corresponde a um neutrão adquirido pelo núcleo. Um passo diagonal para cima e para a esquerda corresponde a um decaimento beta no qual um neutrão se transforma num protão, libertando um electrão e um anti-neutrino.

Exemplos do processo-s (topo) e processo-r (fundo). Cada posição na escala representa um possível núcleo diferente, com o número de neutrões a variar horizontalmente, e o numero de protões verticalmente. Assim, cada linha horizontal representa isótopos do mesmo elemento. Nos caminhos mostrados, um passo para a direita corresponde a um neutrão adquirido pelo núcleo. Um passo diagonal para cima e para a esquerda corresponde a um decaimento beta no qual um neutrão se transforma num protão, libertando um electrão e um anti-neutrino.

De notar que as linhas horizontais no processo-s são mais curtas que no processo-r (no processo-s são capturados poucos neutrões); como consequência o movimento na direcção vertical é mais curto (há menos neutrões que possam ser convertidos em protões)
Imagem cedida gentilmente por Mafalda Martins, ESO

De notar que as linhas horizontais no processo-s são mais curtas que no processo-r (no processo-s são capturados poucos neutrões); como consequência o movimento na direcção vertical é mais curto (há menos neutrões que possam ser convertidos em protões)

Captura rápida de neutrões: o processo-r

Se, por outro lado, os neutrões são produzidos a um ritmo elevado, então o núcleo instável que é formado tem tempo suficiente para capturar vários neutrões e subsequentemente decair em cascada em protões (ver diagrama): é deste modo que os elementos com maior número atómico são sintetizados na natureza.

Vamos descobrir onde tem lugar o processo-r no Universo. Tal como discutido no artigo anterior, quando a massa de uma estrela é maior que oito massas solares, a temperatura e pressões no seu centro, tornam-se suficientemente altas para induzir a fusão do carbono com o oxigénio, em último caso, para formar um núcleo de ferro. Nesta fase final, o interior de uma estrela é muito semelhante a uma cebola (ver diagrama): as camadas mais externas são formadas de hidrogénio e hélio, enquanto as camadas mais internas consistem progressivamente de elementos mais pesados, devido á sucessivas reacções de fusão.

A estrutura em cebola na fase final de uma estrela massiva: as camadas mais exteriores são compostas de hidrogénio e hélio, e progressivamente os núcleos mais pesados(até ao ferro) vão-se sobrepondo, nas camadas seguintes, devido ás sucessivas reacções de fusão

A estrutura em cebola na fase final de uma estrela massiva: as camadas mais exteriores são compostas de hidrogénio e hélio, e progressivamente os núcleos mais pesados(até ao ferro) vão-se sobrepondo, nas camadas seguintes, devido ás sucessivas reacções de fusão
Imagem cedida gentilmente por Mafalda Martins, ESO

O ferro é demasiado estável para começar a arder, deste modo vai-se acumulando e o núcleo de ferro continua a aumentar. Existe, contudo, um limite na massa (chamado limite de Chandrasekhar) acima do qual o núcleo de ferro não pode crescer, e a sua gravidade torna-se demasiado elevada para que este se mantenha. Neste ponto um colapso catastrófico (com as camadas exteriores do núcleo a atingirem 250 milhões de km/h) comprimem para o centro, até a matéria recuar novamente e toda a energia ser transferida para as camadas exteriores, numa explosão titânica (ver imagem). Este fenómeno é chamado de explosão duma supernova, especificamente uma Supernova Tipo II (SN II).

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As diferentes fases duma supernova Tipo II: contração do núcleo, explosão e restos da supernova
Imagem cedida gentilmente por Mafalda Martins, ESO

É durante o colapso do núcleo de ferro de uma SN II que o processo-r ocorre. Durante o colapso, electrões e protões fundem-se para dar lugar a neutrões e neutrinos. O fluxo (o número por unidade de tempo e unidade de área) de neutrões é tão elevado (da ordem dos 1022 neutrões por cm2/s) que um núcleo tem tempo para capturar muitos neutrões antes do decaimento-beta. Ouro, európio, lantânio, polónio, tório e urânio são alguns dos elementos produzidos durante este processo-r.

Captura de protões

Outro processo pelo qual os núcleos mais pesados são produzidos é por captura de protões (processo-p). Contudo, um núcleo grande contendo muitos protões tem uma carga positiva, que repele a aproximação de protões adicionais. Esta repulsão (a barreira de Coulomb) é muito alta, e assegura que a captura de protões é muito mais rara que a captura de neutrões. Para ser absorvido pelo núcleo, um protão livre tem de ser muito energético, portanto este processo apenas ocorre a temperaturas extremamente elevadas.

Então onde podemos encontrar temperaturas suficientemente elevadas para a captura de protões? Mais uma vez temos de olhar para as estrelas. Apesar do nosso sistema solar ter apenas uma estrela – o Sol - um grande numero de estrelas encontram-se em sistemas com pelo menos duas estrelas. Quando duas estrelas orbitam uma em torno da outra, formam um ‘sistema binário’. Se as estrelas estiverem suficientemente perto, é possível que uma estrela com um campo gravítico grande possa ‘roubar’ gás da sua estrela companheira. Isto pode acontecer, por exemplo, quando uma anã branca compacta e massiva ou uma estrela de neutrões atrai gás rico em hidrogénio da companheira para a sua superfície. Este material fornece um fluxo de protões livres, quentes e suficientemente energéticos para passar a barreira de Coulomb e fundir com outros núcleos. Lantânio, ruténio e samário são elementos típicos produzidos pelo processo-p.

Conclusão

Vimos como, apesar da fusão nuclear em estrelas produzir apenas elementos até ao ferro-56, os elementos mais pesados são produzidos por uma variedade de processos. Este processo nucleosintético, envolvendo a captura de neutrões e protões, e decaimentos radioactivos, acontece em situações exóticas no Universo. A captura lenta de neutrões ocorre no fim da vida de estrelas semelhantes ao Sol, antes de terminarem os seus dias como anãs brancas. A captura de protões resulta de uma anã branca ou estrela de neutrões canibalizar gás de uma infeliz companheira. A captura rápida de neutrões ocorre durante o colapso catastrófico estelar o qual ocorre imediatamente antes da explosão dramática de uma supernova Tipo II. Transformando um elemento noutro, estes fascinantes processos conseguem aquilo que os alquimistas da Idade Média não conseguiram – a transformação de metais vulgares em (entre outros elementos) ouro.

No entanto, não podemos acusar os alquimistas. Os seus laboratórios podiam estar bem equipados, mas faltava-lhes uma peça chave do equipamento: a explosão de uma supernova.

O mistério da massa desparacida

A energia de ligação nuclear é a quantidade de energia que duas partículas libertam são se fundem. Vamos imaginar que temos um protão e um neutrão e que tem a mesma massa (uma aproximação bastante razoável). Juntemo-los até se fundirem e formarão um núcleo de deutério. Qual é a sua massa? Se o protão tiver massa 1 e o protão também massa 1, seria de esperar uma massa de 2, não era? Não é bem assim: a massa do núcleo de deutério é menor que a soma das massas dos dois – alguma massa desapareceu! A solução está na famosa equação de Einstein, E = mc2. Quando duas partículas fundem, libertam a energia de ligação EB, mas uma vez que massa e energia são equivalentes, isto significa que a massa correspondente mB= EB/c2, se perdeu.

Vamos considerar primeiro hélio-4 e o ferro-56. Em massas atómicas (u = 1.66 x 10-27 kg = 931.5 MeV/c2) a massa de um protão e de um neutrão são mP = 1.00728 u e mn = 1.00866 u, respectivamente. A massa medida de um núcleo de hélio-4 é mHe = 4.00150 u, enquanto a soma das massas dos seus componentes é 2mP + 2mn = 4.03188. A diferença dá-nos a massa 4.03188 u - 4.00150 u = 0.03038 u, a qual corresponde a uma energia total de ligação de aproximadamente 28.3 MeV ( a energia de ligação por núcleo é de 28.3/(2 + 2) = 7.07 MeV).

Se repetirmos os mesmos passos para o ferro-56 (o qual consiste em 26 protões e 30 neutrões), a energia total de ligação é muito maior : cerca de 492.2 MeV, ou 8.79 MeV por núcleo. Esta estabilidade extrema coloca o ferro-56 no ponto mais baixo da curva do gráfico da energia de ligação, e a fusão para os elementos mais pesados será um processo ‘ascendente’ necessitando de um fornecimento de energia. Este é o motivo, embora o núcleo de hélio-4 possa fundir facilmente para outros elementos, pelo qual são necessários processos mais extremos (descritos neste articulo) são necessários para obter elementos mais pesados que ferro-56.

Margaret Burbidge e a equipa do B2HF

Os mecanismos por trás da produção de elementos mais pesados (os processos –s e –r) foram pela primeira vez propostos num longo artigo teórico publicado em 1957: ‘Synthesis of the elements in stars’ (Burbidge et al., 1957). Este artigo revolucionário e ainda actual foi assinado como B2HF – não um estranho composto químico mas as iniciais dos apelidos dos cientistas que o escreveram: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler and Fred Hoyle.

A astrónoma Britânica Margaret Burbidge nasceu em 1919 e continua activa na investigação, como professora jubilada de física na Universidade da Califórnia, San Diego, EUA. Quando era uma adolescente, o seu avô deu-lhe alguns livros populares de astronomia: ‘Descobri o meu fascínio com as estrelas, aos 4 anos’, escreveu ela na sua autobiografia (Burbidge, 1994), ‘ligado a outro dos maus prazeres, números grandes’. A sua vida tem sido recheada de descobertas cientificas e lutas politicas; não tem sido sempre fácil ser mulher cientista, mas ela nunca desistiu. ‘Se encontrares um obstáculo, procura uma maneira de o contornar’, sugere. O resto do grupo não é menos notável: Fred Hoyle e o marido de Margaret, Geoffrey Burbidge, são mais famosos pelas teorias iconoclásticas opostas á teoria do Big Bang, enquanto William Fowler partilhou o Prémio Nobel da física em 1983 pelos seus estudos teóricos e experimentais em nucleosíntese.

Referências

Boffin H, Pierce-Price D (2007) Fusion in the Universe: we are all stardust. Science in School 4: 61-63.

Burbidge EM, Burbidge GR, Fowler WA, Hoyle F (1957) Synthesis of the elements in stars. Reviews of Modern Physics 29: 547-650

Burbidge EM (1994) Watcher of the skies. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 1-36

Fontes

Para descobrir quando e onde a última supernova detonou, vejam a página da web Supernovae, onde cientistas e amadores procuram e registam explosões de supernovas: www.supernovae.net

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