2 1- Elementos Químicos

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ORIGEM E ABUNDÂNCIA CÓSMICA DOS ELEMENTOS QUÍMICOS 
 
 
1. A Abundância Cósmica dos Elementos Químicos 
 
 Determinar a abundância cósmica dos elementos químicos é uma tarefa impossível 
devido ao fracionamento dos elementos nos vários componentes do universo como as 
estrelas, os planetas e o próprio meio interstelar. Integrar todas essas informações é inviável. 
Por isso, temos que nos contentar com valores que apenas se aproximam da abundância 
cósmica, e que são provavelmente representantes da composição química do nosso sistema 
estelar - Sistema Solar. Ainda assim, essa tarefa bem mais limitada, que é determinar a 
abundância dos elementos químicos no Sistema Solar, é bastante difícil de ser alcançada 
devido a heterogeneidade das fontes de informação que são: 
 
 .Terra e a Lua 
 .Meteoritos 
 .Sol (e as demais estrelas) 
 .Nebulosas gasosas e o meio interstelar 
 .Raios cósmicos 
 
 Da Terra, por exemplo, tem-se apenas informações sobre a composição química da 
crosta, que constitui menos de 1% da massa do planeta. Além disso, informações sobre a 
composição química do manto e núcleo da Terra são obtidas por evidências indiretas. Apenas 
esse fato já serve para mostrar que a qualidade da informação depende da disponibilidade 
dessa informação, e ainda dos problemas relacionados com a observação e interpretação 
dessa informação. 
 
 Das fontes de informação acima referidas, a melhor é o meio interstelar que representaria 
a parte do universo relativamente não fracionada. No entanto, é virtualmente impossível 
analisar esse material quantitativamente. Aller (1968) propôs que os dados sobre a 
abundância dos elementos químicos obtidos de estrelas, formadas recentemente a partir do 
meio interstelar, seriam representativos desse meio. 
 
 A base para compilação da abundância relativa dos elementos químicos no sistema solar 
provem de dois tipos de análises: 1) análise espectral da luz emitida pelas estrelas e detectada 
por telescópios (determinação astrofísica), incluindo a luz do Sol e de outros corpos radiantes 
como as nebulosas -nuvens de gás-; 2) análise química de meteoritos que representam os 
constituintes sólidos do sistema solar. 
 
 Uma compilação da abundância dos elementos químicos com base em Anders e Ebihara 
(1982) é apresentada na tabela 2.1. As abundâncias dos elementos químicos estão 
normalizadas para 106 átomos de Si. A representação diagramática desses dados (figura 2.2) 
mostra que: 
 
 a. H e He são destacadamente os elementos mais abundantes; H/He = 12,5. 
 b. As abundâncias dos primeiros 50 elementos decrescem exponencialmente. 
 c. As abundâncias dos elementos com número atômico maior que 50 são muito 
baixas e não variam consideravelmente com o aumento do número atômico. 
 d. Elementos com números atômicos pares são mais abundantes que os vizinhos 
imediatos de números atômicos ímpares. (Regra de Oddo-Harkins) 
 e. As abundâncias do Li, Be, B são anomalamente baixas comparadas as de outros 
elementos de número atômico baixo. 
 f. A abundância do Fe é maior que daqueles elementos com número atômico similar 
 g. Os elementos Tecnécio (Tc) e Promécio (Pm) não ocorrem no sistema solar 
porque todos os seus isótopos são instáveis e decaem rapidamente. 
 h. Os elementos com número atômico maior que 83 (Bismuto) não têm isótopos 
estáveis mas ocorrem naturalmente em quantidades muito pequenas porque eles são os filhos 
de isótopos radioativos de longa meia vida do U e Th. 
 
 
 
2. Nucleosíntese - A Origem dos Elementos Químicos. 
 A origem dos elementos químicos está intimamente ligada com a evolução das estrelas, 
porque estes são sintetizados pelas reações termonucleares que geram a energia que as 
estrelas irradiam no espaço. A teoria da nucleosíntese procura explicar os mecanismos 
envolvidos nessas reações no interior das estrelas. Segundo essa teoria, a síntese dos 
elementos químicos se daria por reações termonucleares, ao longo da evolução de uma 
estrela, tendo o hidrogênio como o único ponto de partida. Ela foi proposta por Burbridge et 
al. (1957), e é conhecida também como B2FH segundo o sobrenome de seus autores, 
Burbridge, Burbridge, Fowler e Hoyle. 
 
 O mecanismo de síntese dos elementos químicos obedeceria certas etapas bem definidas. 
Inicialmente, a estrela se forma em função de instabilidade gravitacional na nuvem de gás do 
meio interstelar. Em seguida a energia é liberada devido a um colapso gravitacional com 
consequente aumento da temperatura e densidade do material. Finalmente, o aumento da 
temperatura atinge valores que fornecem energia suficiente para iniciar as reações 
termonucleares (20 x 106 K) na porção central de uma estrela jovem. 
 
 O hidrogênio do centro das estrelas é consumido por reações termonucleares (queima do 
hidrogênio) como: 
 
 1H + 1H —> 2D + β+ + ν + 0,422 MeV 
 
 2D + 1H —> 3He + γ + 5,943 MeV 
 
 3He + 3He —> 4He + 1H + 1H + 12,859 MeV 
 
 Este processo foi a fonte primária de energia nuclear para a primeira geração de estrelas 
formadas a partir da mistura primordial de H e He após o Big Bang. 
 
 Após o hidrogênio do núcleo ter sido convertido em hélio, a fusão do hidrogênio termina 
e o núcleo da estrela se contrai sob influência da gravidade. A temperatura do núcleo aumenta 
para cerca de 100 x 106 K, e o hélio torna-se o combustível para o próximo conjunto de 
reações nucleares. A reação de queima do hélio se dá pela fusão de 3 partículas alfa (processo 
triplo alfa) para formar um núcleo do átomo de carbono. 
 
 4He + 4He —> 8Be 
 
 8Be + 4He —> 12C + γ 
 
 O processo triplo alfa é a chave para a síntese de átomos mais pesados que o hélio. Sem 
esse mecanismo o universo seria composto apenas por hidrogênio e hélio. 
 
 Com o aumento da temperatura do núcleo da estrela, a queima do hélio prossegue através 
da fusão da partícula alfa com o núcleo do átomo de 12C para produzir nuclídeos de número 
atômico maior. 
 
 12C + 4He —> 16O 
 
 A partícula alfa pode ainda se fundir com estes nuclídeos recém produzidos levando a 
formação de nuclídeos mais pesados. 
 
 12O + 4He —> 20Ne 
 
 Contudo, a repulsão eletrostática entre os núcleos carregados positivamente e a partícula 
alfa limita o tamanho do átomo que pode se formar nesse processo. O átomo mais pesado que 
pode ser produzido pela adição de partículas alfa é o 56Ni, que decai para o 56Co e depois 
para o nuclídeo estável 56Fe. Estas reações nucleares explicam o aumento nas abundâncias 
dos elementos químicos do grupo do ferro. 
 Seguindo uma seqüência de aumento de temperatura no núcleo das estrelas é possível 
definir os seguintes estágios para a formação de elementos químicos: 
 
 Estágio Temperatura Nuclídeos produzidos 
 1 107 K H —> He 
 2 108 K He —> C, O, etc. 
 3 5 x 108 K C, O —> Si 
 4 5 x 109 K Si —> Fe 
 
 A temperatura máxima que uma estrela pode alcançar durante sua evolução normal é 
função da sua massa. Uma estrela do tamanho do Sol é capaz de alcançar apenas os estágios 1 
e 2. Para que ocorram todas as reações de fusão nuclear que levem até a formação do ferro, a 
massa da estrela deve ser pelo menos 30 vezes maior que a do Sol. No entanto, muitas 
estrelas são bem menores, e portanto contribuem apenas para a formação de elementos mais 
leves. Isso explica o acentuado declínio na abundância dos nuclídeos mais pesados. 
 
 Uma estrela de massa menor que a do Sol, ao atingir o final do seu ciclo evolutivo 
(término das reações termonucleares), se transforma em uma anã branca e lentamente perde 
sua energia. No entanto, uma estrela com massa superior a duas vezes a massa do Sol segue 
um caminho evolutivo diferente, que resulta em um colapso catastrófico do seu núcleo 
causando uma colossal explosão estelar (Supernova). Essas explosões atingiram a primeira 
geração de estrelas ao final do seu ciclo evolutivo, e os produtos da nucleosíntese, confinados 
no interior dessas estrelas, foram lançados no meio interstelar para serem incorporadospelas 
novas gerações de estrelas. Com isso, o meio interstelar passou a conter elementos de número 
atômico alto, além do hidrogênio e do hélio. 
 
 A incorporação de 12C por estrelas de gerações posteriores, por exemplo, levou a 
existência de reações alternativas de queima do hidrogênio no núcleo dessas estrelas. Tais 
reações aumentam a produção de hélio no núcleo das estrelas através de uma série de reações 
de fusão nuclear, conhecidas como o ciclo CNO. 
 
 12C + 1H —> 13N + γ 
 
 13N —> 13C + β+ + ν 
 
 13C + 1H —> 14N + γ 
 
 14N + 1H —> 15O + γ 
 
 15O —> 15N + β+ + ν 
 
 15N + 1H —> 12C + 4He 
 
 O resultado final é que quatro protons são fundidos em um núcleo de 4He. O 12C serve 
apenas como um tipo de catalizador que é liberado ao final da reação, e pode ser utilizado 
novamente no processo de queima do hidrogênio. 
 
 Adicionalmente, se 16O estiver presente, mais duas reações podem ocorrer levando a 
formação de elementos como o nitrogênio e o flúor. 
 
 16O + 1H —> 17F + γ 
 
 17F —> 17O + β+ + ν 
 
 17O + 1H —> 14N + 4He 
 
 A formação de elementos químicos com número atômico maior que o do Fe se dá na 
etapa final de evolução da estrelas através de reações nucleares envolvendo a captura de 
neutrons. Essas reações envolvem a adição de um neutron ao núcleo de um átomo, 
produzindo um isótopo com o mesmo número atômico mas com uma massa maior. 
 
 62Ni + 1η —> 63Ni + γ 
 
 O nuclídeo 63Ni é radioativo e dacai para 63Cu que é estável. 
 
 63Ni —> 63Cu + β- + ν 
 
 63Cu + 1η —> 64Cu + γ 
 
 64Cu —> 64Zn + β- + ν 
 
 O processo de adição sucessiva de neutrons ocorre durante a fase da evolução estelar 
quando a estrela torna-se uma gigante vermelha. Nessa etapa, o fluxo de neutrons é 
suficientemente baixo para permitir a formação de nuclídeos radioativos que decaiam antes 
da adição de mais um neutron. Como este processo é caracteristicamente lento, ele é 
denominado de processo-s (slow). No entanto, o processo-s não consegue formar nuclídeos 
como o 70Zn. Para isso é necessário um fluxo de neutrons mais rápido (figura 2.3). 
 
 65Cu + 5 1η —> 70Cu + 5γ 
 
 70Cu —> 70Zn + β- + ν 
 
 A captura de neutrons em altas taxas (processo-r) ocorre somente durante os últimos 
minutos de vida de uma estrela gigante vermelha, pouco antes de explodir como uma 
supernova, e leva à formação de urânio e tório, ou até mesmo de nuclídeos instáveis mais 
pesados como o plutônio. Nessa etapa bem final da evolução estelar, ocorre ainda a captura 
de protons (processo-p) levando a sintetização de elementos como o selênio. 
 
 72Ge + 2 1H —> 74Se 
 
 As abundâncias dos elementos químicos no sistema solar podem ser explicadas, pela 
teoria da nucleosíntese, por uma variada gama de reações nucleares que geram a energia das 
estrelas. Essas reações variam desde a fusão do hidrogênio e hélio até a captura de neutrons, 
além de outras reações que ocorrem sobretudo nas etapas bem finais da evolução estelar. 
Portanto, os elementos químicos que conhecemos na Terra foram gerados por essas reações 
termonucleares, e ocorrem em todo o universo. Todavia, as suas abundâncias cósmicas 
certamente variam em função de determinadas condições locais que afetam os processos de 
nucleosíntese. Dessa forma, a abundância desses elementos químicos no sistema solar reflete 
a reciclagem da matéria através de sucessivas gerações de estrelas, com cada uma 
adicionando a sua própria contribuição para a acumulação final dos elementos mais pesados 
no universo. 
 
 Agora que você já detém algum conhecimento sobre os aspectos teóricos da origem dos 
elementos químicos, o que você acha da afirmação de R. Hutchinson (1983) de que: "NÓS, 
CADA UM DE NÓS, TEMOS UMA PARTE DE UMA ESTRELA DENTRO DE NÓS". 
Você acha isso possível ? 
 
* Texto adaptado do livro Principles and Applications of Inorgânic Geochemistry (G. Faure, 
1991)