A formação dos elementos químicos com base na astroquímica
Por Felipe Freires
Uma questão muito interessante é de como foi a formação dos elementos químicos presentes na tabela periódica, por isso eu fiz esse texto, nele eu explico como eles foram formados, cito exemplos de reações até completar a tabela periódica e, finalmente, chego em algumas moléculas que foram formadas e que são de extrema importância para a vida surgir. Além disso, eu abordo sobre a questão de outro líquido que talvez tenha as características necessárias para o surgimento da vida.
Sabemos que, por causa do Big Bang o espaço-tempo começou a se expandir, mas eu darei atenção aos primeiros minutos e até mesmo aos fatos que ocorreram em frações de segundos depois (há 13,82 bilhões de anos), o conteúdo que apresentarei foi resultado de muito estudo entre astrônomos. Temos evidências "fortíssimas" que há 13,82 anos atrás houve Big Bang e, acredita-se que quando se passaram 10-37 segundos, o universo se expandiu em uma velocidade incrível, momento conhecido como "Inflação Cósmica", muitos descrevem esse evento como uma "fase de crescimento exponencial", descrevendo bem, com essa expansão do volume do universo foi que partículas elementares foram injetadas através de um processo conhecido como "decaimento do vácuo". A formação dos elétrons, quarks, neutrinos, múons e táons, se concluiu há 10-11 segundos depois do Big Bang. À medida que o universo se expandiu, foi ficando menos quente e denso, isso favoreceu o surgimento dos prótons e nêutrons depois de 10-6segundos depois do Big Bang, mas ainda era quente, com aproximadamente 1013K ( ou 10 000 000 000 000 K se preferir), e as combinações envolvendo eles só foram possíveis cerca de 3 minutos depois, quando o universo ficou com a temperatura de 1 bilhão de graus Celsius.
Em seguida, ocorreram reações químicas: o deutério combinou com 1 próton, criando o 3He, e enquanto isso o universo se esfriava, depois, o 3He combinou com outro 3He, formando o 4He (foi formado um 4He porque dois prótons foram liberados). Ao 3He combinar com o 4He foi formado o 7Be (berílio) e, finalmente, o7Be combinou com 1 elétron, formando o 7Li, o lítio. Mas tinha um grande problema, átomos com 5 a 8 núcleons (prótons e nêutrons que estão presentes dentro do núcleo dos átomos) não puderam ser formados durante a expansão só através de combinações encontrando o outro, por isso foi preciso algo que continuasse esse processo, necessitando do ciclo de vida estelar, mas isso ocorreu mais tarde e, houve essa interrupção depois desse processo de combinações que demoraram cerca de 20 minutos.
À medida que o universo se expandia, a matéria ficou menos concentrada e quente, a temperatura foi diminuindo, até gigantes nuvens de gás darem início as estrelas, que foram importantes para completar a tabela periódica. No universo existem nuvens de plasma, gás e poeira, denominadas nuvens interesteares e, quando aparece uma parte mais densa e quente, mais gases são atraídos para si, dessa forma mais gases se aglutinam em um ponto, aumentando a viscosidade até a protoestrela explodir, formando uma estrela, liberando calor que pode ser percebido pela emissão de radiação eletromagnética. As estrelas podem tomar diferentes rumos evolutivos dependendo de sua massa, para isso é importante saber como classificar uma estrela em estrela de massa baixa, intermediária ou de massa elevada. Uma estrela com baixa massa tem entre 0,08 e 0,8 massas solares, enquanto uma com massa intermediária tem uma massa entre 0,8 e 8 massas solares e, as estrelas com massa elevada têm massa igual ou superior a 8 vezes a massa do sol. Vale ressaltar que o sol tem uma massa aproximada de 2 x 1030 Kg. As estrelas de sequência principal tem suas peculiaridades, assim como todas, uma delas é o ciclo próton-próton, ele começa com dois prótons, “terminando” com o 4He e mais dois prótons, esses dois prótons darão continuidade ao ciclo, já que ele começa com dois prótons, criando o 4He, que é de extrema importância, ocorrendo em reações nucleares nas estrelas de sequência principal.
Agora, como foram as combinações que formaram os elementos do carbono até o ferro? Existem estrelas cuja massa estelar não passa de 8 massas solares, nelas temos um fim de nucleossíntese que termina no carbono, mas se elas pertencerem a sistemas binários pode acontecer diferente, pois no estágio final elas podem trocar matéria, seus núcleos terão temperaturas por volta de 1 bilhão de graus Celsius e, isso dá início a nucleossíntese. Um exemplo muito conhecido é a "captura alfa", que ocorre quando um núcleo de hélio captura outro, podendo até mesmo capturar nêutrons isolados. Esse processo não é o suficiente para produzir elementos muito pesados, terminando no 56Fe, 52Cr, 44Sc e 48Ti, agora eu explicarei sobre o que deu continuidade a nucleossíntese, partindo do 56Fe para o urânio. Para isso acontecer houve o decaimento beta nuclear, ou seja, os próximos elementos químicos não foram formados pela fusão, e sim pela captura de nêutrons isolados. No decaimento beta nuclear temos o processo r e o processo s. O processo r é conhecido como processo rápido e o processo s é conhecido como processo lento, o "s" veio do slow (em inglês). O processo s ocorre quando um núcleo (o núcleo-semente) pode capturar um nêutron e, posteriormente, emitir um elétron (antes da captura do segundo nêutron), formando um elemento químico. Houve combinações, nelas temos o 56Fe e, de acordo que recebe nêutrons forma o57Fe, 58Fe e 59Fe, posteriormente, temos a transformação do 59Fe para 59Co e um elétron, o 59Co com um nêutron forma o 60Co, que depois se transforma em 59Ni e um elétron é emitido. Com o processo s temos a formação de elementos químicos que vão do 57Fe até o 209Bi, ou seja, com ele elementos mais pesados (como o urânio) não podem ser formados, e sim pelo processo r, que acontece em locais onde a densidade de nêutrons é elevadíssima, esses locais estão em explosões de supernovas, com isso, um núcleo-semente pode capturar vários nêutrons, agora já sabemos como os elementos químicos foram formados.
Os estudos nos mostram que as estrelas que têm de 8 a 10 massas solares não conseguem ter temperaturas para avançar para as próximas fases, terminando em um "caroço" formado por oxigênio, neônio e magnésio, tendo a massa de 1,37 massas solares. As estrelas que têm de 10 a 25 vezes a massa do sol têm rumos evolutivos diferentes, quando seus núcleos ultrapassam o limite de Chandrasekhar (1,44 massas solares) há um colapso, devido à vitória da gravitação sobre a resistência da estrela, formando estrelas de nêutrons ou buracos negros. Se o "caroço" que restou tiver de 10 a 15 km de diâmetro se transformará em uma estrela de nêutrons, compostas de ferro, diferente dos "caroços" de oxigênio (O), neônio (Ne) e magnésio (Mg) que são formados graças às estrelas menos massivas.
Dos átomos que existem no meio interestelar, o hidrogênio (H) é o mais abundante, podemos compara-lo com o átomo de carbono, já que para cada átomo de carbono temos em média 10 mil átomos de hidrogênio (H). Nas nuvens interestelares existem vários átomos formando moléculas, radiação eletromagnética agindo nas reações químicas, a gravidade tornando o ambiente denso e, consequentemente favorável para as reações químicas. Isso ajuda na formação de moléculas mais complexas. Agora imaginaremos o fim de uma estrela como o sol, o certo é a estrela ejetar suas partes externas para o meio interestelar até virar uma nebulosa planetária, mas antes de ser formada uma nebulosa planetária temos uma nebulosa pré-planetária. A CRL 618 é uma nebulosa pré-planetária muito interessante, nela temos o C4H2, C6H2 e o benzeno, essa descoberta foi muito interessante pelo benzeno ser a "unidade básica dos hidrocarbonetos aromáticos policíclicos”, conhecidos como PAHS. A estrela TW Hydra está a 56 parsecs de distância de nós, tendo um disco de poeira e gás ao seu entorno, considerada "fonte emissora de raios X" e, ela é uma estrela jovem. A pirimidina é uma precursora das bases nitrogenadas (que são importantes para a formação dos ácidos nucleicos), ela pode ser formada pelo acetileno (C2H2) e ácido cianídrico (HCN) e, o mais interessante é o fato de ter ácido cianídrico e acetileno ao redor da estrela TW Hydra, isso pode fazer com que ela seja formada.
Muitas moléculas podem ser formadas através da fotodissociação, um exemplo é a metilamina, que é formada com a fotodissociação da amônia e do metano. Através da fotodissociação temos fragmentos gerados do metano (CH4), ficando CH3 + H e, além disso, temos a fotodissociação da NH3 fica NH2 + H, até ser formada outra molécula quando há uma combinação, assim que é formada a metilamina (CH3NH2). Existem várias reações que ocorrem em um ambiente interestelar, nele podem ser criadas moléculas através da transferência de carga, fotodestruição, reação neutro-neutro, reação íon-molécula e recombinação dissociativa. Um exemplo de reação neutro-neutro é a seguinte:
CO + H → HCO + H → H2CO → CH3CO → CH3OH
Podemos notar que ao HCO receber um átomo de hidrogênio é formado o H2CO, o formaldeído, nós vemos a formação do metanol (CH3OH) e, com ele, outras moléculas importantes são formadas. A fotoionização ocorre quando um fóton com energia "arranca" um elétron da molécula. Agora eu darei um exemplo de uma recombinação dissociativa que dá origem ao formiato de metila:
H2COOCH3+ + e- → HCOOCH3 + H
O formiato de metila (HCOOCH3) é isômero do ácido acético, vale ressaltar que os isômeros são moléculas que têm os mesmos átomos, porém em posições diferentes, sendo que o formiato de metila é encontrado em maior quantidade que o ácido acético. O ácido acético é precursor da glicina, um aminoácido muito conhecido.
Líquido para a vida
Começarei com a Terra, que foi formada e, depois houve um período de grandes interações gravitacionais envolvendo cometas e asteroides, esse período é conhecido como período do "Grande Bombardeio", por isso acredita-se que só depois que esse período acabou foi possível o surgimento da vida. Um fato interessante é que essa fase ocorreu há cerca de 3,8 bilhões de anos e, os fósseis mais antigos já encontrados datam cerca de 3,8 bilhões de anos. Nesse período a Terra recebeu voláteis provenientes de locais frios, que depois derreteu ao migrar para onde está a Terra. Os modelos computacionais mostram que Júpiter e Saturno influenciaram na rota dos corpos do "Grande Bombardeio" em direção a Terra, porque eles têm forças gravitacionais suficientes para perturbar os materiais ricos em água. A Zona Habitável é a zona ao redor da estrela que possui temperaturas para a água em estado líquido e, ela é calculada através de, basicamente, a relação entre luminosidade estelar e distância da estrela, tendo a parte mais interna (com temperatura de 100ºC) e sua parte mais externa, cuja temperatura tem 0ºC. Exoplanetas potencialmente habitáveis carregam a incerteza de serem habitáveis e, são muito interessantes as estimativas de quantos exoplanetas em nossa galáxia são habitáveis, tanto otimistas e pessimistas. Existem estimativas pessimistas que “apontam” que 30% dos planetas que existem em nossa galáxia são habitáveis e, existem pessimistas que acreditam que 1% deles são habitáveis, porém, mesmo se a última alternativa estiver correta será ótimo, porque mesmo assim resultará em bilhões de exoplanetas.
O problema do conceito de Zona Habitável (HZ) é que existe a possibilidade de vida que não seja baseada em água e sim em outro líquido, sendo um exemplo o nitrogênio líquido, que permanece líquido em temperaturas de -180ºC, diferente da água, que permanece líquida em temperaturas muito superiores, ou seja, a Zona Habitável só se baseia em temperaturas onde a água permanece em seu estado líquido, e não outros líquidos. Outro problema do conceito de Zona Habitável é o fato de não levar em consideração outras variáveis, como o efeito estufa e o albedo (coeficiente de reflexão). Será que uma vida pode ser formada através do metano ou da amônia? Um grande problema é o fato de não apresentarem características tão boas como a água.
O fato de a água ter diferenças de cargas elétricas (produzindo pequenas forças dentro de sua molécula) a torna líquida por intervalos de temperaturas relativamente grandes, ou seja, a água é polar. O carbono tem capacidade de formar complexos denominados polímeros, não sendo o único, porém o mais eficiente nisso, mas vale ressaltar que isso não descarta outras alternativas. Existe a possibilidade de formação de vida através de silício em nitrogênio líquido, já que o silício é vizinho do carbono, pelo fato do silício formar ligações fracas, os astrônomos escolheram um cenário com o silício em nitrogênio líquido, e não em água. Seria uma boa alternativa a vida baseada em silanos, moléculas de silício.
REFERÊNCIAS
Deixe um comentário