Nucleossíntese: elementos mais pesados do que o ferro

No Universo primordial, formaram-se sobretudo hidrogénio e hélio, além de quantidades muito pequenas de outros núcleos leves. Não se formaram reservas significativas de ouro, bário ou urânio. Para estes elementos surgirem, foram necessárias gerações posteriores de processos cósmicos.[1]

Muitas reações de fusão nuclear que ocorrem nas estrelas libertam energia, porque os seus produtos estão mais fortemente ligados do que os núcleos iniciais. A região do ferro e do níquel situa-se perto do máximo da energia de ligação por nucleão. O níquel-62 tem a maior energia de ligação média; o ferro-56 é um membro particularmente abundante deste grupo de núcleos fortemente ligados.[2]

Por isso, uma estrela não pode obter energia continuamente, subindo pelas mesmas etapas de fusão nuclear até chegar ao ouro e ao urânio. Isto não significa que não se possam formar núcleos mais pesados ou que todas as reações que envolvem núcleos mais leves do que o ferro libertem energia. O resultado depende da reação específica e do seu ambiente.[2]

Um elemento é definido pelo número de protões, chamado número atómico Z. Os isótopos desse elemento têm números diferentes de neutrões. O número de massa A corresponde à soma dos protões e dos neutrões.

O neutrão não tem carga elétrica, pelo que não sofre a mesma repulsão eletrostática que um protão quando se aproxima. Quando o núcleo captura um neutrão, o seu número de massa aumenta uma unidade, enquanto o número atómico permanece igual. Se o isótopo resultante for instável, pode ser posteriormente alterado por decaimento radioativo.[27]

O que significam «lento» e «rápido»?

A diferença está relacionada com escalas de tempo concorrentes. Num núcleo instável, o decaimento beta ocorre, em geral, antes da captura seguinte de um neutrão, ou será a captura a vencer esta corrida?

«Lento» não significa um único tempo de espera definido, e «rápido» não identifica um único tipo de evento astronómico. Ambos os termos descrevem as taxas das reações nucleares nas condições correspondentes.[4], [11]

Um dos principais locais onde ocorre é o ramo assintótico das gigantes, ou AGB: uma fase tardia da evolução estelar, em que um núcleo compacto é rodeado por camadas de queima de hidrogénio e hélio. A produção de neutrões, a mistura de matéria e a perda de massa fazem com que estas estrelas envelhecidas contribuam significativamente para as reservas de elementos pesados.[6]

Duas reações fornecem grande parte dos neutrões

Aqui, α representa o núcleo de hélio-4 e n, um neutrão. Grande parte da nucleossíntese sustentada pela reação do carbono-13 ocorre entre impulsos curtos, e não apenas durante os próprios flashes.[5]

A mistura posterior de matéria pode transportar material afetado por reações nucleares para o invólucro da estrela. Depois, os ventos estelares devolvem uma parte desse material ao espaço cósmico - não é necessário que a estrela expluda como supernova.[6]

O processo s vai muito além do meio da tabela periódica

As estrelas AGB contribuem significativamente para a formação de núcleos nas regiões do bário e do chumbo. Nas estrelas de grande massa também ocorre o processo s fraco durante a queima de hélio e carbono; este contribui especialmente para a formação de núcleos mais leves por captura de neutrões.[4], [8]

O processo lento pode chegar à região do chumbo e do bismuto. O bismuto-209 tem uma vida extremamente longa, mas é radioativo: a sua desintegração alfa foi detetada experimentalmente em 2003. Por isso, chamar ao bismuto «o elemento estável mais pesado» é impreciso.[7]

Em matéria rica em neutrões, um núcleo pode capturar vários neutrões antes de o decaimento beta alterar o seu número de protões. À medida que a captura e o decaimento prosseguem, a matéria percorre uma sequência de isótopos extremamente ricos em neutrões. À medida que as reservas de neutrões diminuem, o percurso das reações altera-se e os produtos instáveis decaem, transformando-se em núcleos mais duradouros.[9]

Esta evolução tardia é frequentemente designada congelamento. Não se trata do instante em que todas as reações param: os processos de captura, decaimento e emissão de neutrões que continuam a ocorrer ainda alteram a distribuição final dos núcleos. Quando se formam núcleos suficientemente pesados, a fissão nuclear pode dividi-los e redistribuir a matéria por núcleos de menor massa.[9]

«Rápido» descreve a taxa das reações, não um requisito de temperatura aplicável a todos os casos. Os modelos preveem condições do processo r tanto quentes como mais frias; nestas, o papel dos fotões capazes de expulsar neutrões dos núcleos é diferente.[10]

A fusão ejeta vários tipos de matéria

As interações dos neutrinos alteram a proporção entre protões e neutrões. Por isso, podem formar-se conjuntos diferentes de núcleos nos vários fluxos de matéria ejetada; nem todas as porções de matéria ejetada formam ouro, lantanoides ou urânio nas mesmas proporções.[11]

No dia do evento, 17 de agosto de 2017, os observatórios detetaram ondas gravitacionais de um sistema binário de estrelas de neutrões em fusão, uma curta explosão de raios gama e uma contraparte ótica-infravermelha. Este evento, GW170817, associou a fusão de objetos compactos a uma fonte transitória em desvanecimento, denominada kilonova.[13]

Os produtos radioativos aquecem o material em expansão

Uma kilonova brilha quando a energia dos produtos radioativos é transferida para o material ejetado e se manifesta como radiação térmica. O brilho observado é processado pelo material em expansão; não é uma imagem direta das reações individuais de captura de neutrões.[12]

O rápido enfraquecimento de GW170817 e a mudança de cor eram compatíveis com vários componentes de ejecta e diferentes composições de elementos pesados. Estas observações forneceram fortes provas da nucleossíntese do processo r em fusões de estrelas de neutrões.[14]

Porque é que os ejecta ricos em elementos pesados podem parecer vermelhos?

Os lantanídeos têm uma estrutura atómica complexa e muitas transições que absorvem e redistribuem a luz. A sua presença pode aumentar a opacidade, atrasar a saída da radiação e favorecer a emissão infravermelha. No entanto, a cor também depende da massa, da velocidade, da geometria, do aquecimento e de outras propriedades.[12]

As supernovas são essenciais, mas os seus rendimentos variam

As estrelas maciças produzem muitos núcleos antes do colapso, e as camadas aquecidas pela onda de choque na supernova podem continuar a arder. Estes eventos lançam oxigénio, silício, material do grupo do ferro e outros produtos. As supernovas do tipo Ia, nas quais as anãs brancas são destruídas por processos termonucleares, são outra fonte importante de núcleos do grupo do ferro.[28]

A conhecida cadeia radioativa ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe ajuda a manter o brilho de muitas supernovas e determina as suas curvas de luz. No entanto, a produção de núcleos do grupo do ferro difere da manutenção do excesso extremo de neutrões necessário para criar uma ampla distribuição de elementos pesados do processo r.[28]

Os modelos convencionais de colapso do núcleo impulsionados pela energia dos neutrinos não reproduzem de forma fiável toda a diversidade de núcleos pesados do processo r. Explosões raras com campos magnéticos intensos e rotação rápida podem contribuir adicionalmente, mas o seu rendimento depende das condições físicas e da modelação.[11]

O resultado relativo ao magnetar está associado ao artigo anterior sobre campos magnéticos extremos. Trata-se de uma evidência interpretada através de um modelo, não de uma lista determinada separadamente de cada isótopo ejetado pela erupção.[19]

Os novos núcleos têm primeiro de escapar do local onde se formaram. Os ventos, as explosões e os fluxos de matéria ejetada pelas fusões transportam-nos para o gás circundante. A mistura, a entrada e saída de matéria e a formação posterior de estrelas continuam a redistribuir esse material pela galáxia. O enriquecimento não é uniforme, pelo que a idade de uma estrela ou a abundância de ferro, por si só, não constituem um relógio perfeito.[22]

Estes são marcadores gerais de histórias químicas modeladas, não etiquetas exclusivas nem uma afirmação de que cada ambiente produza a mesma mistura.[8], [22]

1. 01 · MISTURA GALÁCTICA

   As gerações anteriores enriquecem o gás

   A matéria de diferentes fontes passa a fazer parte do gás e da poeira a partir dos quais se formam posteriormente as estrelas. Uma parte permanece no local, outra viaja para longe do seu local de nascimento.

2. 02 · NOVO SISTEMA PLANETÁRIO

   O Sistema Solar herda uma mistura

   Quando o Sol e os planetas se formaram, há cerca de 4,6 mil milhões de anos, os seus materiais constituintes já continham núcleos criados por gerações cósmicas anteriores.

3. 03 · DIFERENCIAÇÃO PLANETÁRIA

   A Terra redistribui os seus materiais

   Durante a formação do núcleo, muitos metais siderófilos afundaram-se. A acreção posterior e a evolução interna também afetaram a matéria que ficou no manto e na crosta.

4. 04 · CONCENTRAÇÃO GEOLÓGICA

   Os fluidos e os rios concentram o ouro que já existe

   Os sistemas hidrotermais podem concentrar ouro em depósitos minerais. A meteorização liberta grãos, e o transporte pode voltar a concentrá-los nos sedimentos dos cursos de água.

As etapas cósmicas estão ligadas à origem e à mistura dos núcleos, enquanto as etapas terrestres estão ligadas à sua redistribuição em materiais acessíveis.[22], [24], [25], [26]

As estrelas antigas conservam vestígios químicos

Algumas estrelas conservam uma distribuição de abundâncias dos elementos formada por apenas alguns eventos de enriquecimento químico inicial. Na pequena galáxia Reticulum II, um estudo de 2016 revelou um enriquecimento invulgarmente elevado em produtos do processo r, compatível com um evento raro e de elevado rendimento. Esta distribuição de abundâncias apoiou hipóteses de origem como as fusões de estrelas de neutrões, mas não permitiu determinar de forma conclusiva a história do evento.[23]

As estrelas AGB e as companheiras enriquecidas pela massa que recebem delas fornecem outro tipo de provas: os espectros e as proporções de abundância dos elementos permitem testar os rendimentos da captura lenta e a mistura que leva à superfície das estrelas matéria alterada por reações nucleares.[6]

Os laboratórios fornecem dados nucleares

As redes de reações precisam de massas dos núcleos, tempos de vida até ao decaimento, probabilidades de captura e informações sobre a fissão dos núcleos. Muitos isótopos importantes têm uma vida demasiado curta ou um excesso de neutrões demasiado grande para que as suas propriedades sejam medidas em detalhe. O aperfeiçoamento destes dados iniciais altera a quantidade e a distribuição previstas dos produtos finais.[9]

A afirmação bem conhecida de que a captura lenta e a rápida produzem, cada uma, cerca de metade da quantidade de elementos pesados do Sistema Solar é o resultado de um cálculo de balanço aproximado. Não significa que a tabela periódica se divida em duas partes distintas. É precisamente a composição isotópica detalhada da mistura que os investigadores procuram explicar.[4], [8]