Nucleossíntese
Todo átomo do seu corpo foi forjado ou no Big Bang ou no interior de uma estrela — sua origem cósmica está inscrita na tabela periódica.
Nucleossíntese do Big Bang
Cerca de três minutos após o Big Bang, o universo já estava frio o suficiente para que prótons e nêutrons pudessem se fundir nos primeiros núcleos atômicos. Numa janela de tempo de apenas cerca de vinte minutos, formaram-se quase exclusivamente hidrogênio e hélio — além de traços de lítio. Depois disso, o universo já havia se expandido e esfriado o bastante para que a fusão nuclear cessasse.
Por que o processo não continuou? Não existem núcleos atômicos estáveis com número de massa 5 ou 8 — qualquer tentativa de fundir ⁴He com mais um próton ou nêutron, ou com um segundo ⁴He, resulta imediatamente em decaimento. Sem esses estágios intermediários e sem as densidades e escalas de tempo, ordens de grandeza maiores, do interior das estrelas, o caminho para elementos mais pesados permaneceu fechado ao universo primitivo.
Fusão no interior das estrelas
Tudo o que é mais pesado que o lítio só surge nas estrelas. No núcleo de uma estrela, sob pressão enorme e temperaturas de milhões de kelvin, quatro núcleos de hidrogênio se fundem primeiro em um núcleo de hélio — o processo que faz o Sol brilhar há 4,6 bilhões de anos. Quando o estoque de hidrogênio no núcleo se esgota, a estrela se contrai, aquece ainda mais e inicia o próximo estágio de fusão.
No chamado processo triplo-alfa, três núcleos de hélio-4 se fundem em carbono-12 — um passo intermediário notavelmente improvável, que só funciona porque o carbono possui, por coincidência, um estado de energia excitado compatível. Estrelas massivas acendem em seguida outros estágios de fusão até o silício e finalmente até a região do ferro-56 e do níquel-62 — ali a curva de energia de ligação atinge seu máximo (exatamente no níquel-62, por pouquíssimo à frente do muito mais abundante ferro-56) e a fusão deixa de liberar energia.
A cada estágio de fusão, a temperatura necessária aumenta e a duração da combustão se reduz drasticamente — o último estágio antes do núcleo de ferro dura, numa estrela massiva, muitas vezes apenas algumas horas.
Além do ferro: captura de nêutrons
Como a fusão a partir do ferro consumiria energia em vez de liberá-la, todos os elementos mais pesados — do cobalto ao urânio — surgem por outro caminho: pela captura de nêutrons livres, que não precisam vencer nenhuma repulsão eletrostática. Após cada captura, um núcleo instável pode transformar, por decaimento β⁻, um nêutron em um próton e assim subir ao próximo elemento. Dependendo da rapidez com que os nêutrons são capturados, distinguem-se dois processos fundamentalmente diferentes.
Quando o LIGO/Virgo detectou, em 17 de agosto de 2017, as ondas gravitacionais de uma colisão de estrelas de nêutrons, telescópios ao redor do mundo observaram simultaneamente uma explosão de luz característica — uma kilonova. Sua evolução de cor correspondia exatamente às previsões para material recém-sintetizado pelo processo r: a primeira prova direta de que colisões de estrelas de nêutrons realmente lançam ouro e outros elementos pesados ao espaço.
A origem cósmica dos elementos
Reunindo todos os caminhos de formação, é possível determinar, para praticamente cada elemento da tabela periódica, seu lugar de origem cósmico — resultado de décadas de astrofísica, que pode ser representado de forma clara como um mapa de origens.