Quão pesado pode ser um elemento? Uma equipa internacional de investigadores descobriu que as estrelas antigas eram capazes de produzir elementos com massas atómicas superiores a 260, mais pesados do que qualquer elemento da tabela periódica que se encontra naturalmente na Terra. A descoberta aprofunda a nossa compreensão da formação de elementos nas estrelas.

Nós somos, literalmente, feitos de material estelar. As estrelas são fábricas de elementos, onde os elementos estão constantemente a fundir-se ou a separar-se para criar outros elementos mais leves ou mais pesados. Quando nos referimos a elementos leves ou pesados, estamos a falar da sua massa atómica. Em termos gerais, a massa atómica é baseada no número de protões e neutrões no núcleo de um átomo desse elemento.

Sabe-se que os elementos mais pesados só são criados em estrelas de neutrões através do processo de captura rápida de neutrões, ou processo r. Imagine um único núcleo atómico a flutuar numa sopa de neutrões. De repente, um grupo desses neutrões fica preso ao núcleo num período de tempo muito curto - normalmente em menos de um segundo - e depois sofre algumas alterações internas de neutrão para protão, e voilá! Forma-se um elemento pesado, como o ouro, a platina ou o urânio.

Os elementos mais pesados são instáveis ou radioativos, o que significa que decaem com o tempo. Uma das formas de o fazer é por divisão, um processo chamado fissão.

"O processo r é necessário se quisermos produzir elementos mais pesados do que, por exemplo, o chumbo e o bismuto", afirma Ian Roederer, professor associado de física na Universidade Estatal da Carolina do Norte e principal autor da investigação. Roederer trabalhou anteriormente na Universidade de Michigan.

"É preciso adicionar muitos neutrões muito rapidamente, mas o problema é que é preciso muita energia e muitos neutrões para o fazer", diz Roederer. "E o melhor lugar para encontrar ambos é no nascimento ou na morte de uma estrela de neutrões, ou quando as estrelas de neutrões colidem e produzem a matéria-prima do processo.

"Temos uma ideia geral de como o processo r funciona, mas as condições do processo são bastante extremas", diz Roederer. "Não temos uma boa noção de quantos tipos diferentes de locais no Universo podem gerar o processo r, não sabemos como termina o processo r e não podemos responder a perguntas como: quantos neutrões se podem adicionar? Ou, quão pesado pode ser um elemento? Por isso, decidimos olhar para os elementos que poderiam ser produzidos por fissão em algumas estrelas antigas bem estudadas, para ver se podíamos começar a responder a algumas destas perguntas".

A equipa analisou de novo as quantidades de elementos pesados em 42 estrelas bem estudadas da Via Láctea. As estrelas eram conhecidas por terem elementos pesados formados pelo processo r em gerações anteriores de estrelas. Ao analisar as quantidades de cada elemento pesado coletivamente encontrado nestas estrelas, em vez de individualmente como é mais comum, identificaram padrões anteriormente não reconhecidos.

Esses padrões indicavam que alguns elementos listados perto do meio da tabela periódica - como a prata e o ródio - eram provavelmente os restos da fissão de elementos pesados. A equipa conseguiu determinar que o processo r pode produzir átomos com uma massa atómica de pelo menos 260 antes de se fissionarem.

"Este valor de 260 é interessante porque não detetámos anteriormente nada tão pesado no espaço ou naturalmente na Terra, nem mesmo em testes de armas nucleares", diz Roederer. "Mas vê-los no espaço dá-nos orientações sobre como pensar em modelos e na fissão - e pode dar-nos uma ideia de como surgiu a rica diversidade de elementos."

O trabalho aparece na revista Science e foi apoiado em parte pela NSF (National Science Foundation) e pela NASA (National Aeronautics and Space Administration).

// Universidade Estatal da Carolina do Norte (comunicado de imprensa)
// Universidade de Michigan (comunicado de imprensa)
// Laboratório Nacional de Los Alamos (comunicado de imprensa)
// Artigo científico (Science)

Quer saber mais?

Processo r:
Wikipedia

Fissão:
Wikipedia

Tabela periódica:
Wikipedia

Estrelas de neutrões:
Wikipedia
Universidade de Maryland