Somente com o tempo, esses elementos mais pesados começaram a surgir como resultado de várias reações dentro das estrelas. Quanto mais massivos eles eram, mais rápido eles terminavam sua existência como uma estrela comum como resultado de uma explosão ou ejeção de uma parte significativa de sua massa, alimentando assim o reservatório cósmico de matéria.
Que elementos são formados como resultado de fusões dentro das estrelas?
O mais leve desses elementos mais pesados, como carbono e oxigênio, pode surgir nos ciclos normais de produção de energia de estrelas mais massivas e menos massivas mais tarde em sua evolução. As mais pesadas, até silício e ferro, se formam em estrelas muito massivas depois de evoluir como estrelas normais depois de se tornarem gigantes e supergigantes em sua inevitável jornada para o destino de supernova.
O elemento mais pesado que pode ser formado nas estrelas como resultado da fusão é o zinco, embora este não seja o processo com o qual associamos a fusão no interior das estrelas, ou seja, a fusão de dois núcleos idênticos, que normalmente leva à formação de não mais do que ferro. O zinco, como o cobre, o níquel e o cobalto, pode ser formado antes mesmo da fase de supernova, como resultado da captura de núcleos de hélio, que, no entanto, exige temperaturas enormes.
O zinco ocupa apenas o 30º lugar na lista de 118 elementos que compõem a tabela periódica hoje. Então a natureza ainda tem muito o que fazer, mesmo quando a estrela chega ao fim de sua existência.
Como criar elementos mais pesados que ferro ou zinco, ou seja, capturar nêutrons lentos e rápidos
Para criar elementos mais massivos que o ferro ou o zinco, é necessário um processo como a captura de nêutrons. Eles gradualmente aderem a núcleos menos massivos, criando núcleos cada vez mais massivos.
Existem duas maneiras de capturar nêutrons. O primeiro é um processo lento (o chamado processo s) que pode ocorrer mesmo em uma estrela como o Sol nos estágios posteriores de sua existência. Então temos um pequeno fluxo de nêutrons livres, dos quais um nêutron é capturado, que então decai em um próton e um elétron no núcleo. Isso permite que elementos de um tipo, previamente captados pela estrela em formação, se transformem em outro. A sequência de mudanças neste processo leva à formação de elementos como chumbo ou bismuto.
A segunda opção é a captura de nêutrons rápidos entregues em grandes quantidades (o chamado processo r). Tais condições existem na explosão de uma supernova, bem como na colisão de duas estrelas de nêutrons. Nesse caso, a massa do núcleo atômico pode aumentar rapidamente sem o decaimento preliminar dos nêutrons ligados. Só mais tarde ocorrem numerosos decaimentos de uma parte dos prótons que se juntaram, até que o núcleo resultante se torne o núcleo de um isótopo estável do elemento dado. Esta é uma maneira de criar elementos ainda mais pesados e diferentes do que no processo s.
O que acontece com a matéria produzida nas estrelas?
Tudo o que é criado dentro das estrelas e não armazenado nelas ou em seus sucessores (estrelas de nêutrons, anãs brancas, buracos negros) para sempre (pelo menos do ponto de vista atual) é ejetado para o espaço em algum momento. Os elementos no espaço são encontrados em proporções diferentes, e os mais leves são muito mais numerosos do que os mais pesados.
Portanto, o espaço interestelar é principalmente preenchido com hidrogênio, às vezes hidrogênio primordial. No entanto, esses elementos mais pesados também são relativamente abundantes, ou pelo menos o suficiente para torná-los um componente de sistemas planetários emergentes.
Assim como as estrelas, que também contêm alguns dos elementos mais interessantes do que o hidrogênio ou o hélio. Por isso tomei a liberdade de chamar de colecionadores as estrelas que apareceram depois das primeiras.
Colecionadores de estrelas. O segundo lugar no pódio vai para HD222925. Por que não o primeiro?
Comparado a todas as estrelas, há poucos coletores, porque para 75% das estrelas, o hélio ainda é um componente extremamente pesado. Até o nosso Sol é composto por menos de 0,1% de outros elementos. Estes incluem oxigênio, magnésio, bem como ferro e enxofre. E ainda, cerca de 67 elementos foram encontrados em seu espectro, o que o torna recordista nesse quesito.
No espectro de HD222925, hidrogênio, hélio e 63 outros elementos foram identificados na luz ultravioleta, visível e infravermelha. Incluindo ouro e pista. Mais elementos foram identificados até agora apenas no nosso Sol.
Mas o Sol está próximo e os astrônomos não estão menos interessados em estrelas distantes. Portanto, HD 222925, embora fosse o segundo mais abundante dos elementos detectados, atraiu sua atenção e se tornou uma estrela da mídia.
É uma estrela a cerca de 1460 anos-luz de distância, relativamente próxima da constelação de Tucana. Se você quiser encontrá-la, sua ascensão reta é 23:45:17.61 e sua declinação é -61:54:42.8. Infelizmente, só pode ser visto do hemisfério sul da Terra.
HD222925 é uma estrela com 0,75 vezes a massa do Sol. Seu brilho é de magnitude 9, então devemos ser capazes de vê-lo com um telescópio.
Um grupo de cerca de uma dúzia de astrônomos liderados por Jan Roeder (Universidade de Michigan) identificou 63 elementos diferentes em sua composição, além de hidrogênio e hélio, sendo a maioria dos 42 elementos pesados, incluindo aqueles formados no processo r, ou seja, aqueles que a estrela coletou durante sua própria formação. Nesta lista, temos ouro ou tório e até urânio, embora este último não tenha sido totalmente confirmado.
O que deu aos astrônomos a descoberta de tantos elementos em HD222925?
HD 222925 também é uma estrela mais velha que o Sol, muito mais cedo do que o Sol deveria ter um suprimento de vários elementos em nuvens de matéria interestelar. Agora que sabem quais elementos podem ser produzidos por processos de captura de nêutrons, especialmente nêutrons rápidos, os astrônomos podem tentar recriar em simulações de computador as condições que levaram à formação desses elementos. E também para determinar quais processos levaram à sua criação.
Pois, embora a teoria preveja a formação de elementos pesados, somente no caso da fusão de duas estrelas de nêutrons em 2017 (o efeito é a onda gravitacional observada GW 170817) foi possível confirmar a precisão da previsão. No caso das supernovas, ainda estamos esperando por uma descoberta tão convincente. Quanto mais soubermos de estrelas com composição abundante, melhor saberemos onde procurar sua fonte.
Fonte: Carnegie, un. Michigan, inf. Está
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