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Como são formados os elementos químicos?

                                             

             Quando olhamos para o céu estrelado ou para o nosso próprio Sol, não podemos agradecer às estrelas apenas por enfeitar nossa noite ou iluminar, aquecer e proporcionar a  diversidade da vida - através da fotossíntese - no nosso planeta. Tudo o que vemos, tocamos e sentimos ao nosso redor, biótico ou abiótico, só existe devido a elas! Por quê? Bem, elas apenas são as responsáveis por criar quase todos os elementos químicos da nossa tabela periódica!

Agradeçam a elas todos os dias!

            E eu digo ´quase todos´porque só existem três como exceção: hidrogênio, hélio e lítio, os quais entram como combustíveis das estrelas, e alguns elementos instáveis criados pelo homem. Durante a formação do Universo, há cerca de 14 bilhões de anos, uma imensa quantidade de energia foi liberada, a qual, logo em seguida, deu origem a quase todos os átomos de hidrogênio e hélio que conhecemos, além de resquícios de lítio e berílio. As nuvens de poeira cósmica e gases formadas no processo foram se acumulando e resfriando para formar as galáxias. Mas no meio de tanto hidrogênio e hélio, de onde surgiu todos os outros 114 elementos conhecidos, tão abundantes em nosso Universo? 90 deles são naturalmente encontrados na natureza e no resto do Universo, enquanto que 26 deles foram criados artificialmente pelo homem (esses últimos são bem instáveis, desaparecendo em curtíssimos períodos de tempo logo após serem criados). Mas os 90 que realmente importam para o nosso planeta, os quais fazem parte da estrutura da vida e dos diversos outros componentes que o compõem, foram criados por violentas explosões nucleares dentro das estrelas!
Toda a tabela periódica deve sua existência às estrelas, com exceção de alguns elementos instáveis criados pelo homem

          Pela maior parte das suas vidas, as estrelas retiram energia da fusão nuclear entre dois átomos de hidrogênio. Nesse processo, dois núcleos de hidrogênio (dois prótons) se juntam, através de uma série de processos físicos,  dando origem a um átomo de hélio (dois prótons e dois nêutrons) e liberando bastante energia, a qual conta por 85% da fonte energética estelar (o resto, 15%, vem de outros processos de fusão que dão origem a átomos de berílio e lítio). Essa energia é liberada na forma de um grande espectro de radiação, incluindo o infravermelho, raio X, luz visível e ultravioleta, além de outras partículas energizadas, como neutrinos e prótons, os quais também fazem parte do vento solar (o campo magnético da Terra nos protege da maioria dessas perigosas partículas).  Depois do núcleo das estrelas terem fundido quase todo o hidrogênio que elas possuíam, elas começam a ´morrer´. A estrela, então, se expande para uma Gigante Vermelha e começa a produzir energia através da grande quantidade de hélio que agora domina sua  composição. Isso, claro, se possuírem uma massa muito grande (nosso Sol não seria um exemplo). Com isso, começa-se a fusão dos núcleos atômicos de hélio dando origem a átomos de carbono! Sim, nosso precioso carbono é um dos primeiros elementos mais pesados a serem produzidos pelas grandes estrelas em larga escala!

Sequência de reações que dá origem ao hélio ( He), e uma grande quantidade de energia, através da fusão nuclear de dois hidrogênios ( H); os dois nêutrons necessários para a formação do hélio são oriundo da fusão inicial entre os dois átomos de hidrogênio

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          Quando a estrela é muito massiva, à medida que o hélio vai se esgotando, o carbono vai sendo fundido entre si ou com o próprio hélio, dando origem à grandes quantidades de oxigênio, neônio, flúor, enxofre, titânio, sódio, cromo, e assim por diante. Depois de muito tempo, a estrela finalmente encontra os seus últimos momentos de fôlego, crescendo absurdamente, e liberando uma imensa quantidade de energia e nêutrons. Essas condições permitem a criação de elementos mais pesados do que o ferro (massa atômica 56), como o ouro e o urânio. Muitos desses elementos, por convecção, acabam migrando para camadas mais externas. Nesse último estágio elas são conhecidas como Supernovas e acabam explodindo (´morrendo´), liberando, das suas camadas mais externas, todos os 86 elementos químicos que conhecemos no Universo, os quais irão compor planetas, asteroides, cometas, e tudo o que podemos ver e tocar. O Universo e seus sistemas só são incríveis desse jeito graças ao maquinário nuclear das estrelas! O nosso Sistema Solar foi formado dessa forma, assim como todos os outros sistemas que compõem as galáxias. Ah, e se a estrela for muito grande, se ela explodir e sobrar massa suficiente, ela acaba implodindo, formando um buraco negro, o corpo mais denso que se conhece no universo (toda a massa restante da estrela passa a se concentrar em um volume ínfimo comparado com o original!). (Entenda mais sobre o assunto em: O que são os Buracos Negros?)

Nas Gigantes Vermelhas, os elementos cada vez mais pesados requerem altas pressões e temperaturas para serem formados (fundir elementos bem pesados uns contra os outros é bem difícil, como no caso do ferro e níquel) e, por isso, são encontrados mais próximos do núcleo onde as pressões são extremas, já que são fruto de quase toda a massa da estrela; já os elementos mais leves são encontrados mais próximo da superfície, onde as pressões são menores, como é o caso do nitrogênio e carbono

            No começo, eu mencionei que 26 são produzidos pelo homem. Sim, através das usinas nucleares e aceleradores de partículas, é possível criar átomos inéditos na natureza! Nas usinas nucleares, átomos de urânio 238 são atingidos por nêutrons, fazendo-os se partirem ao meio ou absorverem nêutrons, produzindo o plutônio, por exemplo (mas o plutônio pode ocorrer naturalmente na natureza a partir do decaimento de um conjunto de átomos de urânio, mas não nas quantidades produzidas pelo homem). Outro método de se criar átomos é nos aceleradores de partículas. Esmagando átomos uns contra os outros em altas velocidades dentro dessas estruturas, é possível criar novos elementos, como o Seaborgium, produzido a partir do bombardeio de átomos de Curium com átomos de de Neon! Infelizmente, a maior parte dos elementos criados artificialmente possuem meia-vida (tempo de existência) extremamente baixa, beirando os milésimos de segundo.

O acelerador de partículas Tevatron do Fermilab ( circunferência central), localizado nos EUA,  é o segundo maior do mundo,  com seus 6.3 km de comprimento ( o maior é o Grande Colisor de Hádrons, localizado no interior da Europa, com 27 km!); nessas estruturas gigantescas, as partículas são aceleradas violentamente, alcançando velocidades absurdas, e chocadas umas com as outras, gerando bastante energia e outras partículas de decomposição, as quais são estudadas pelos pesquisadores desses complexos laboratórios nucleares
 
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Massa atômica dos átomos é a soma do número de nêutrons e prótons em seu núcleo. Os nêutrons não possuem carga, já os prótons possuem carga positiva, e acabam atraindo e mantendo os elétrons na eletrosfera do átomo. O número de prótons é igual ao de elétrons em um átomo neutro (´original´), porque a carga de ambos possuem igual valor. Se ocorre a perda ou ganho de um elétron, é formado um íon. A utilidade dos nêutrons consiste em manter a estabilidade do núcleo, evitando repulsões excessivas entre os prótons, as quais poderiam desfragmentar o átomo. Os elétrons não são contabilizados no ´peso´ dos átomos por possuírem massa insignificante quando comparados com os prótons ou nêutrons.

A estrutura do átomo representando os elétrons (bolas cinzas), prótons (azuis)  e nêutrons (vermelho); é importante observar que o núcleo é muito pequeno em relação ao tamanho da eletrosfera (entre 10 mil e 100 mil vezes menor, dependendo do número atômico do átomo), e, podemos dizer assim, que o átomo possui a maior parte do seu volume preenchido por espaço vazio (até onde sabemos)

OBSERVAÇÃO: Durante os processos de fusão na estrela, diversos elementos (não muito pesados) estão sendo criados junto à fusão do hidrogênio ou hélio, independentemente do estágio em que ela se encontra. O único porém é que eles não são produzidos em larga escala, sendo apenas diminutos ´resultados colaterais´. Em estrelas, no mínimo, um pouco maiores do que o Sol (1,3 vezes), a formação de carbono, nitrogênio e oxigênio até contribuem para grande parte da energia gerada em estágios intermediários.

CURIOSIDADE: A busca por um modo prático de realizar a fusão nuclear para a produção controlada de energia para as nossas necessidades é um dos maiores sonhos modernos do homem. Diferente dos processos nucleares que ocorrem nas usinas que usam a fissão nuclear de átomos de urânio, a fusão entre átomos de hidrogênio não geram produtos radioativos! É uma fonte de energia com matéria-prima quase infinita (pequeníssimas quantidades de deutério - isótopo de hidrogênio utilizado para as fusões nucleares viáveis - fornecem inimagináveis quantidades de energia) e completamente limpa. Infelizmente, os equipamentos que possuímos hoje não conseguem gerar mais energia do que gastam para a realização da fusão nuclear. Mas os testes continuam sem parar! Caso obtido sucesso, é o fim dos nossos problemas energéticos e uma ajuda enorme à causa ambiental!

Exemplo do interior de um reator de fusão nuclear; no centro, pode-se ver poderosos laser que, quando convergidos em um único ponto, geram extremo calor, culminando na energia necessária para se produzir a fusão entre os núcleos dos isótopos de hidrogênio; hoje, a energia gasta nesse processo ainda é maior do que a conseguida com a fusão gerada dentro do reator

E COMO FOI CRIADO O HIDROGÊNIO?

Os átomos de hidrogênio, grande parte do hélio, e parte do lítio foram criados no nascimento do Universo (Big Bang, de acordo com a teoria mais aceita). Nesse ambiente, quente e denso, os prótons e elétrons foram criados a partir de partículas energéticas mais fundamentais ainda, unindo-se para a formação dos elementos de hidrogênio e hélio. Com a rápida expansão e resfriamento, não foi possível existir densidade, pressão e temperatura suficiente para a criação de outros elementos mais pesados, os quais só foram, e são, possíveis de serem obtidos dentro das estrelas.

COMPLEMENTO:
Desde 2010, o elemento de número atômico 117 (quantidade de prótons) foi produzido em laboratório, mas ainda não foi reconhecido pela IUPAC. Ele é o mais pesado já presenciado, mesmo tendo uma meia-vida de apenas 50 milésimos de segundo.

           Para criá-lo, os cientistas aceleram átomos de cálcio, os quais possuem 20 prótons, em
velocidades de 10% a da luz contra átomos de berkelium, com 97 prótons, forçando uma fusão
entre seus núcleos e originando o 117. O berkelium também é bastante instável, durando apenas 330
dias, e foi produzido no Oak Ridge National Laboratory, em Tennese, onde uma quantidade de
13 miligramas foram acumuladas depois de muito tempo, pelo método acima descrito.

          Quanto maior o número atômico acima do Urânio (92 prótons), mais instável é o elemento,
por causas das repulsões da partícula positivamente carregada dentro do núcleo. Os
cientistas continuam criando estes átomos nos colisores de partículas na esperança de encontrar
um número" mágico" de nêutrons (partículas que estabilizam o núcleo, e completam a massa
atômica do átomo) que permita a existência de elementos bem estáveis, mesmo com altos
números atômicos. E essa esperança reside, agora, em 184, o qual é o foco atual dos pesquisadores.

           Encontrar elementos super pesados e super estáveis nos colisores é importante, pois os
mesmos podem trazer imensuráveis benefícios tecnológicos, e outras características únicas. E eles
podem estar escondidos na natureza, em quantidades pequenas, mas milagrosas. Saber
quem são eles é o passo essencial para as buscas.

REFERÊNCIAS CIENTÍFICAS
  1. http://wise.ssl.berkeley.edu/
  2. https://www.nasa.gov/pdf/190387main_Cosmic_Elements.pdf
  3. http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_life.html
  4. http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question57.html
  5. http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...515..381R 
  6. http://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/271/1/012031/meta;jsessionid=B15E63D5CDFCA814765C02B4EDF3F0BD.c1.iopscience.cld.iop.org