O documento descreve os principais processos de formação dos elementos químicos no Universo: (1) nucleossíntese primordial após o Big Bang, formando hidrogênio, hélio e lítio; (2) nucleossíntese durante a evolução estelar, transformando hidrogênio em hélio e elementos mais pesados em estrelas; (3) nucleossíntese interestelar formando elementos leves por colisões cósmicas.

1. Origem dos elementos químicos Pesquisas realizadas nos últimos anos permitiram identificar os seguintes processos de de formação dos elementos químicos: Nucleossíntese primordial (segundos após o Big Bang ); Nucleossíntese durante a evolução estelar; Nucleossíntese interestelar.

2. Nucleossíntese Primordial Cerca de um minuto e meio após o Big Bang , o Universo já se encontrava suficientemente frio (T  10 9 K) para permitir a interacção entre protões e neutrões, dando origem aos primeiros núcleos leves, fenómeno conhecido por nucleossíntese primordial. - síntese do deutério - síntese do hélio-3 - síntese do hélio-4 - síntese do lítio-7

3. Nascimento de estrelas Com a expansão do Universo, os átomos formados , foram-se aglutinando em nuvens de gás, que vão condensando e devido à atracção gravitacional, vão originar aglomerados de matéria : as Protoestrelas. A contracção da protoestrela, por acção da própria gravidade , provoca um aumento da sua pressão e temperatura, criando condições para a ocorrência de reacções nucleares de transformação de Hidrogénio em Hélio , acompanhada de libertação de energia sob a forma de radiação ou seja dá-se o nascimento de uma Estrela.

4. Nucleossíntese durante a evolução da estrela- Fase Principal A ocorrência de reacções nucleares provoca um efeito de expansão contrário ao da atracção gravitacional, criando-se uma situação de grande estabilidade da estrela, correspondente à fase principal da sua vida. A duração desta fase depende da sua massa inicial. As estrelas mais maciças queimam mais rapidamente o Hidrogénio, porque necessitam de maior quantidade de energia para equilibrar a contracção gravitacional e por isso são mais quentes, brilham mais e duram menos . São estrelas branco-azuladas.

5. Fase de Gigante Vermelha Estrelas tipo Sol (M  8 M Sol ) Quando todo o Hidrogénio se transforma em Hélio, as forças que contrariam as forças gravitacionais deixam de existir; o coração da estrela contrai-se, este reaquece a temperatura aumenta de tal modo que que permite novas reacções nucleares. O Hélio transforma-se em carbono e oxigénio. A energia libertada é tal , que faz expandir a camada exterior da estrela. Essa expansão faz diminuir a temperatura da parte mais superficial , que se torna mais avermelhada e se transforma numa estrela gigante vermelha E = 6,42 x 10 10 J/g de carbono produzido E = 7,8 x 10 10 J/g de oxigénio produzido

6. Gigante Vermelha E = 6,42 x 1010 J/g de carbono produzido

7. Evolução da Gigante Vermelha M  8 M sol No final da fase de gigante vermelha, enquanto no coração finalizam as reacções nucleares, há uma ejecção de um “vento” rápido de matéria e energia para o exterior e que é empurrado para o espaço, formando uma nebulosa planetária . No coração da estrela há contracção do núcleo, devido à gravidade, com aumento de temperatura e densidade. Os núcleos e electrões exercem uns sobre os outros forças de pressão, que equilibram a força da gravidade. O coração da estrela pára de se contrair, é agora uma anã branca. O arrefecimento progressivo irá transformá-la numa anã castanha e numa anã negra.

8. Para estrelas maciças, quando todo o Hélio se consome no coração da estrela, esta contrai-se e reaquece. A energia então libertada é suficiente para a fusão do carbono em néon e magnésio e a do oxigénio em silício e enxofre . No coração da estrela há nova contracção quando se esgotam o carbono e o oxigénio. Com o reaquecimento devido à contracção dá-se fusão do silício e do enxofre em ferro . Nas camadas exteriores prosseguem reacções nucleares e há expansão destas camadas devido à energia propagada a partir do interior. A estrela atinge a fase de super gigante vermelha Estrelas maciças Fase de Supergigante vermelha (M > 8 Msol)

9. Evolução da Supergigante Vermelha Supernova Quando se atinge a fase em que a parte central do núcleo da estrela é constituída apenas por ferro param as reacções nucleares, porque não há energia suficiente para iniciar outras reacções de fusão. A partir dessa altura, o coração da estrela colapsa rapidamente devido à força gravitacional, libertando gigantescas quantidades de energia que atingem as camadas exteriores, aquecendo-as e empurrando-as pelo espaço, a velocidades elevadas, numa descomunal explosão - forma-se uma supernova. Ocorrem novas reacções nucleares, no envelope gasoso , em expansão, onde se produzem os elementos mais pesados, do ferro ao urânio

10. Pulsar ou Buraco negro Para estrelas de massa inferior a 25 vezes a massa do Sol, a compressão cada vez maior de resíduo leva a que os núcleos colidam e se desagreguem dando origem a um Pulsar ou Estrela de Neutrões, uma esfera relativamente pequena, com cerca de 20 Km de diâmentro, mas de elevada densidade, que por efeito de uma rápida rotação, emite sinais de rádio Para estrelas de massa superior a 25 vezes a massa do Sol, o núcleo estelar torna-se ainda mais denso do que o do pulsar, a matéria concentra-se com uma elevada força de gravidade e transforma-se num Buraco Negro , uma região do espaço com uma massa tão elevada que a sua força gravitacional não permite que quer a matéria quer a energia consigam escapar.

11. Nucleossíntese interestelar O espaço interestelar é atravessado por raios cósmicos, protões e/ou electrões de grande energia cinética, provenientes de supernovas e outros fenómenos cósmicos; Há colisão com elementos existentes no espaço interestelar e provocam a cisão destes originando elementos leves, inexistentes na nucleossíntese primordial e na nucleossíntese estelar; é o caso da formação do lítio-6, do berílio e do boro, completando-se assim a formação dos elementos químicos.

12. Abundâncias relativas dos elementos no Universo O elemento mais abundante no Universo é o hidrogénio, com cerca de 90 % em número de átomos; O hélio é o segundo elemento mais abundante no Universo, com cerca de 8% em número de átomos; seguem-se em abundância, os seguintes elementos: oxigénio, carbono, néon, azoto, magnésio, silício, ferro e enxofre; os elementos mais pesados aparecem em quantidades mínimas, elementos vestigiais.

13. Síntese do Hélio