Do que é feito o Universo?, por Felipe A. P. L. Costa

Em resumo, tudo o que vemos ou tocamos surgiu com a Grande Explosão

Do que é feito o Universo?

Por Felipe A. P. L. Costa [*].

Como foi dito no início deste capítulo, nada do que conhecemos hoje existia antes da Grande Explosão (Big Bang, na terminologia original em inglês). Nem mesmo as grandezas físicas mais fundamentais – matéria, espaço e tempo. Em resumo, tudo o que vemos ou tocamos surgiu com a Grande Explosão [1].

1. PARTÍCULAS E ANTIPARTÍCULAS.

Quando era um ponto único, o Universo nada continha. A matéria-prima que viria a dar origem às estruturas que nós observamos hoje (estrelas, nebulosas etc.) teria surgido durante a brevíssima fase de expansão inflacionária [2].

Estima-se que o Universo observável abrigue cerca de 1080 átomos [3]. Afinal, de onde veio tudo isso?

Na opinião de Hawking (1995, p. 80):

“A resposta é que a relatividade e a mecânica quântica permitem a criação de matéria a partir de energia na forma de pares de partículas/antipartículas. E de onde veio a energia para criar essa matéria? A resposta é que ela foi tomada de empréstimo da energia gravitacional do Universo. O Universo tem uma enorme dívida de energia gravitacional negativa, que equilibra exatamente a energia positiva da matéria. Durante o período inflacionário, o Universo fez empréstimos pesados de energia gravitacional para financiar a criação de mais matéria.”

É uma explicação notadamente intrigante. Mas é o melhor que nós temos, ao menos por enquanto [4].

2. MICROESTRUTURA DA MATÉRIA.

Os átomos são os tijolos do Universo [5]. Todos os objetos materiais que nos cercam – desde um simples grão de areia às estrelas mais distantes – são formados de átomos. Ou de agregados de átomos (moléculas ou cristais).

Mas não era assim nos instantes inicias. Não havia átomos nem moléculas, apenas partículas livres e radiação. A temperatura inicial era tão alta que sequer permitia que as partículas se fundissem [6].

Nas palavras de Gribbin (1983, p. 32-7):

“A moderna visão cosmológica do mundo começa num tempo em que a temperatura do Universo tinha baixado para ‘apenas’ um trilhão de graus (1012 K), no tempo de um centésimo milésimo de segundo (10–5) após o instante da criação. […]

“Assim, um centésimo milésimo de segundo depois do princípio, o Universo era uma massa fervilhante de partículas e radiações, um caldo turbilhonante em que pares de partículas eram constantemente criados pela radiação e constantemente destruídos, novamente convertidos em radiação. Pois acontece que, do modo como o Universo é feito – obedecendo às leis da física que deduzimos por experiência – um feixe energético de radiação (fóton) não pode produzir apenas um elétron, ou um próton, ou o que seja. A criação sempre produz um par, uma partícula e a sua ‘antipartícula’ correlata.

“A antimatéria é uma forma de matéria cujas propriedades são quase uma imagem refletida das propriedades da matéria de que somos feitos o leitor, eu e quase todo o Universo. […]

“As coisas começaram a ficar mais arrumadas à medida que o Universo se expandia e a temperatura caía para 1011 K, ainda dentro do primeiro décimo de segundo (0,1 s) de vida do Universo. […]

“Cerca de 14 s após o Big Bang, a temperatura do Universo caíra para aproximadamente 3 × 109 K, e a radiação declinante já não tinha o poder de criar pares de elétrons e pósitrons. […] [O] Universo tornou-se bem mais calmo e bem mais vazio. Mas não vazio de todo. Pois, por um capricho qualquer da natureza que ainda não compreendemos – e talvez não venhamos jamais a compreender –, sobraram alguns elétrons, assim como alguns prótons, pelo menos neste nosso canto do Universo. Restou matéria bastante para formar as estrelas, galáxias e planetas que nos cercam, virtualmente tudo que é importante no Universo do ponto de vista da vida tal como a conhecemos. […]

“O fato é que ficou um resíduo de matéria após a desarticulação final entre matéria e fundo de radiação, e daí por diante as duas seguiram caminhos separados. A radiação não tinha mais o que fazer, e simplesmente veio esfriando à medida que o Universo se expandia, caindo para os 2,7 K, eco de sua glória passada, que hoje detectamos. Para a matéria, a aventura estava apenas começando. A cerca de 109 K, umas setenta vezes a atual temperatura do [interior] do Sol, muitos prótons e nêutrons fundiram-se formando núcleos de hélio, e com a continuação do esfriamento estes capturaram elétrons, [tornando-se assim] átomos estáveis de hélio. Ao fim dos primeiros quatro minutos após o Big Bang, 75 por cento da massa remanescente do Universo se apresentava em forma de núcleos de hidrogênio, e o resto se convertera em núcleos de hélio; foram precisos mais 700.000 anos para que o esfriamento chegasse a um ponto em que os elétrons se ligaram aos núcleos para formar átomos, a uma temperatura em torno de 5.000 K.

“Depois dos primeiros 700.000 anos, a história do Universo é pois a história da matéria – galáxias, estrelas, planetas e vida.”

3. NÚCLEOS, ÁTOMOS, ELEMENTOS QUÍMICOS.

A estrutura dos átomos depende de um arranjo envolvendo três tipos de partículas: prótons, nêutrons e elétrons. Prótons (p) e nêutrons (n) formam o núcleo, em torno do qual orbitam os elétrons (e), os quais ocupam uma região genericamente referida como eletrosfera [7].

O número de prótons presentes no núcleo define o número atômico (Z) do átomo, enquanto a soma de prótons e nêutrons define a massa atômica (A). Átomos que possuem o mesmo número atômico pertencem a um mesmo elemento químico, a despeito de eventuais diferenças no número de massa.

Nos primórdios do Universo, toda a matéria estava organizada em dois tipos de núcleos – os de hidrogênio, com um único próton, e os de hélio, com dois. Alguns milhares de anos depois, os elétrons passaram a orbitar os núcleos. Surgiram então dois tipos de átomos: (1) os de H, com 1 elétron a girar em torno de um núcleo contendo duas ou três partículas (= 1 p + 1 ou 2 n); e (2) os de He, com 2 elétrons a girar em torno de um núcleo contendo quatro ou cinco partículas (= 2 p + 2 ou 3 n).

4. ISÓTOPOS E NUCLÍDEOS.

A Tabela Periódica reúne 118 elementos químicos, cada um deles definido por um número atômico único e invariável [8]. Não custa repetir: A definição de elemento químico leva em conta tão somente o valor de Z, não importando o valor de A. Em resumo: O número de prótons permanece invariável entre os átomos de mesmo elemento, enquanto o número de nêutrons pode variar livremente.

Átomos que possuem o mesmo valor de Z, mas diferentes valores de A, são chamados de isótopos.

Veja o caso do carbono.

Todos os átomos de C possuem 6 prótons. A imensa maioria possui também 6 nêutrons. Esses átomos (12C6) são referidos coletivamente como carbono-12 (C-12). O carbono tem 15 isótopos, do 8C6 (6 p + 2 n) ao 22C6 (6 p + 16 n). Dois desses isótopos são estáveis (C-12 e C-13). Os outros 13 (ditos radioisótopos) são instáveis. Entre estes últimos, o C-14 é o único cuja meia-vida (ver adiante) é longa o suficiente a ponto de ele ser encontrado na natureza [9].

5. ISÓTOPOS ESTÁVEIS E RADIOISÓTOPOS.

Os isótopos de um elemento diferem muito em termos de estabilidade, uma propriedade que depende do número de prótons e nêutrons presentes no núcleo. Quando esses números são pequenos e próximos, o isótopo tende a ser estável (i.e., o núcleo se mantém unido, sem liberar partículas ou radiação). É o caso dos isótopos C-12 (6 p + 6 n) e C-13 (6 p + 7 n), mas não do C-14 (6 p + 8 n).

Como regra geral, o número de isótopos aumenta à medida que aumenta o número atômico do elemento. Notadamente porque os núcleos mais pesados toleram um desequilíbrio maior entre prótons e nêutrons. Veja o caso do chumbo Pb-208 (82 p + 126 n), portador do núcleo mais pesado entre todos os nuclídeos estáveis [10].

Se a diferença é grande (e.g., se há um excesso de nêutrons), no entanto, o núcleo tende a se tornar instável. Como regra geral, os isótopos com Z > 82 são instáveis e se desintegram [11]. É o caso do polônio (Z = 84), do rádio (Z = 88) e do urânio (Z = 92), três elementos cujos isótopos são todos radioativos, passando assim de uma configuração a outra até alcançarem a estabilidade.

6. ABUNDÂNCIA ISOTÓPICA.

Dos 118 elementos que formam a Tabela Periódica [12], 92 são encontrados na natureza. Destes, 80 têm ao menos um isótopo estável – 25 têm um, 17 têm dois, cinco têm três e assim por diante, até o estanho, que tem 10. No cômputo final, são 257 nuclídeos estáveis e mais de 3,1 mil radioativos (naturais ou não), a maioria deles com uma meia-vida brevíssima [13].

Nuclídeos que pertencem a um mesmo elemento (isótopos) diferem muito em termos de abundância relativa. Considere os dois isótopos estáveis do carbono, C-12 e C-13. O primeiro responde por quase 99% dos átomos de carbono encontrados na natureza, enquanto o segundo responde por algo em torno de 1%.

Um segundo exemplo. Considere o caso dos radioisótopos do urânio (U), um elemento desprovido de qualquer isótopo estável. Mais de 99% dos átomos de urânio encontrados na natureza correspondem ao U-238, enquanto o restante inclui principalmente U-235 (< 0,8%) e U-234 (< 0,006%).

*

NOTAS.

[*] O presente artigo, assim como outros sete anteriores (ver Livros, lentes & afins; Por que a Terra é esférica?; Revolução Agrícola, a mãe de todas as revoluções; O que é cultural, afinal?; Subindo uma rampa em espiral; Quem quer ser um cientista? e Finda a lenha, eis o carvão: Como foi mesmo que entramos nessa enrascada?), foi extraído e adaptado do livro A força do conhecimento & outros ensaios: Um convite à ciência (ainda em desenvolvimento).

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[1] Para uma introdução ao assunto, ver Singh (2006); para um ponto de vista algo distinto, Novello (2006).

[2] Constituída de matéria (e energia) escura, a maior parte do nosso Universo não é observável – ver Comins & Kaufmann (2010). Fase inicial da Grande Explosão, a expansão inflacionária teria durado uma diminuta fração de segundo – para detalhes, ver Barrow (1995) e Magueijo (2003).

[3] 1080 (lê-se dez elevado a oitenta) equivale ao algarismo 1 seguido de 80 zeros.

[4] Nas palavras de Comins & Kaufmann (2010, p. 447): “Se as coisas neste capítulo ainda não são bastante estranhas, considere isto: as leis da natureza permitem que pares de partículas, chamadas partículas virtuais, surjam espontaneamente. Cada par consiste em uma partícula e sua antipartícula – tal como um próton e um antipróton, um elétron e um antielétron (pósitron) ou um par de fótons. As partículas em cada par são idênticas, exceto por terem cargas elétricas opostas, e se aniquilam mutuamente e normalmente desaparecem sem deixar rastro em um período de tempo muito curto, quase sempre de 10–21 s.”

[5] É o que nos diz a teoria atômica. O químico e meteorologista autodidata inglês John Dalton (1766-1844) foi um dos precursores da moderna teoria atômica. Segundo Ronan (1987, vol. 4, p. 38): “A essência da teoria de Dalton não era apenas que todos os elementos químicos eram compostos por sua própria espécie de átomos, mas também que as reações químicas nada mais seriam do que separar ou unir essas partículas elementares. ‘Nenhuma nova criação ou destruição da matéria está dentro do alcance da atividade química’, escreveu.”

Sobre a expressão tudo-o-que-existe, ver Novello (2006).

[6] As médias de temperatura e densidade do Universo estão em torno de 2,7 K e 1 átomo/m3 (ver Gribbin 1983). Conhecer a natureza e o papel desses imensos vazios pode ser a chave para desvendarmos o passado e o futuro do Universo – e.g., será que a expansão irá continuar indefinidamente ou irá retroceder, arrastando de volta todas as partículas até uma região única, como prevê o modelo da Grande Colisão (ou m. do Big Crunch)?

[7] A estrutura geral dos átomos lembra o Sistema Solar: uma entidade massiva central (o núcleo, no primeiro caso; o Sol, no último), em torno da qual estão a orbitar estruturas proporcionalmente muitos menores. Cada uma dessas três partículas exibe valores característicos de massa e carga elétrica. Prótons têm carga elétrica de magnitude +1 e massa igual a 1,0073 u (1 u – lê-se unidade de massa atômica – equivale a 1,6605 × 10–24 g); elétrons têm carga de magnitude –1 e 5,4858 × 10–4 u de massa; nêutrons são desprovidos de carga e têm 1,0087 u de massa – ver Bettelheim et al. (2012). Um átomo é dito eletricamente equilibrado quando o número de prótons coincide com o de elétrons. Caso contrário, o átomo (referido então como íon) está eletricamente carregado. Há dois tipos de íons. Quando o número de cargas negativas (elétrons) é maior que o de cargas positivas (prótons), falamos em ânion; caso contrário (prótons > elétrons), falamos em cátion. O chamado modelo padrão da física de partículas postula que a matéria conhecida (grande parte dela, ao menos) é composta de quatro partículas fundamentais: (1) dois tipos de quarks, que integram prótons e nêutrons; (2) elétrons; e (3) neutrinos – ver Brennan (1998); para detalhes técnicos, Mayer-Kuckuk (1993).

[8] São ao menos 3.350 nuclídeos arranjados em 118 elementos – ver Kondev et al. (2021); em português, Atkins (1996) e Strathern (2002). Eis a lista dos elementos que compõem a Tabela Periódica (em ordem alfabética; entre parêntesis, símbolo e número atômico): Actínio (Ac, 89); Alumínio (Al, 13); Amerício (Am, 95); Antimônio (Sb, 51); Argônio (Ar, 18); Arsênio (As, 33); Astato (At, 85); Bário (Ba, 56); Berílio (Be, 4); Berquélio (Bk, 97); Bismuto (Bi, 83); Bóhrio (Bh, 107); Boro (B, 5); Bromo (Br, 35); Cádmio (Cd, 48); Cálcio (Ca, 20); Califórnio (Cf, 98); Carbono (C, 6); Cério (Ce, 58); Césio (Cs, 55); Chumbo (Pb, 82); Cloro (Cl, 17); Cobalto (Co, 27); Cobre (Cu, 29); Copernício (Cn, 112); Criptônio (Kr, 36); Cromo (Cr, 24); Cúrio (Cm, 96); Darmstádio (Ds, 110); Disprósio (Dy, 66); Dúbnio (Db, 105); Einstênio (Es, 99); Enxofre (S, 16); Érbio (Er, 68); Escândio (Sc, 21); Estanho (Sn, 50); Estrôncio (Sr, 38); Európio (Eu, 63); Férmio (Fm, 100); Ferro (Fe, 26); Fleróvio (Fl, 114); Flúor (F, 9); Fósforo (P, 15); Frâncio (Fr, 87); Gadolínio (Gd, 64); Gálio (Ga, 31); Germânio (Ge, 32); Háfnio (Hf, 72); Hássio (Hs, 108); Hélio (He, 2); Hidrogênio (H, 1); Hólmio (Ho, 67); Índio (In, 49); Iodo (I, 53); Irídio (Ir, 77); Itérbio (Yb, 70); Ítrio (Y, 39); Lantânio (La, 57); Laurêncio (Lf, 103); Lítio (Li, 3); Livermório (Lv, 116); Lutécio (Lu, 71); Magnésio (Mg, 12); Manganês (Mn, 25); Meitnério (Mt, 109); Mendelévio (Md, 101); Mercúrio (Hg, 80); Molibdênio (Mo, 42); Moscóvio (Mc, 115); Neodímio (Nd, 60); Neônio (Ne, 10); Netúnio (Np, 93); Nihônio (Nh, 113); Nióbio (Nb, 41); Níquel (Ni, 28); Nitrogênio (N, 7); Nobélio (No, 102); Oganessônio (Og, 118); Ósmio (Os, 76); Ouro (Au, 78); Oxigênio (O, 8); Paládio (Pd, 46); Platina (Pt, 78); Plutônio (Pu, 94); Polônio (Po, 84); Potássio (K, 19); Praseodímio (Pr, 59); Prata (Ag, 47); Promécio (Pm, 61); Protactínio (Pa, 91); Rádio (Ra, 88); Radônio (Rn, 86); Rênio (Re, 75); Ródio (Rh, 45); Roentgênio (Rg, 111); Rubídio (Rb, 37); Rutênio (Ru, 44); Rutherfórdio (Rf, 104); Samário (Sm, 62); Seabórgio (Sg, 106); Selênio (Se, 34); Silício (Si, 14); Sódio (Na, 11); Tálio (Tl, 81); Tântalo (Ta, 73); Tecnécio (Tc, 43); Telúrio (Te, 52); Tenesso (Ts, 117); Térbio (Tb, 65); Titânio (Ti, 22); Tório (Th, 90); Túlio (Tm, 69); Tungstênio (W, 74); Urânio (U, 92); Vanádio (V, 23); Xenônio (Xe, 54); Zinco (Zn, 30); e Zircônio (Zr, 40).

[9] Os demais 12 isótopos têm uma meia vida breve (< 1 h) ou brevíssima (<< 1 s) – para valores e detalhes técnicos, ver Kondev et al. (2021).

[10] Nuclídeos são átomos que possuem um mesmo valor de Z e de A. Três isótopos estáveis do chumbo (os nuclídeos Pb-206, Pb-207 e Pb-208) são o ponto final de três séries de desintegração de radioisótopos naturais, U-238, U-235 e Th-232, respectivamente.

[11] Exceções: Tc (Z = 43) e Pm (Z = 61) são desprovidos de isótopos estáveis.

[12] A Tabela Periódica (versão 2018) abriga 118 elementos arranjados em sete períodos (linhas) e 18 grupos ou famílias (colunas). Para detalhes, ver o sítio da União Internacional de Química Pura e Aplicada (IUPAC, na sigla em inglês).

[13] Para exemplos e detalhes técnicos, ver Meija et al. (2016).

*

REFERÊNCIAS CITADAS.

+ Atkins, PW. 1996 [1995]. O reino periódico. RJ, Rocco.

+ Barrow, JD. 1995 [1994]. A origem do Universo. RJ, Rocco.

+ Bettelheim, FA & mais 3. 2012 [2010]. Introdução à química geral, orgânica e bioquímica, 9ª ed. SP, Cengage.

+ Brennan, RP. 1998 [1997]. Gigantes da física. RJ, J Zahar.

+ Comins, NF & Kaufmann, WJ, III. 2010 [2008]. Descobrindo o Universo, 8ª ed. P Alegre, Bookman.

+ Gribbin, J. 1983 [1981]. Gênese: As origens do homem e do Universo. RJ, F Alves.

+ Hawking, S. 1995 [1994]. Buracos negros, universos-bebês e outros ensaios. RJ, Rocco.

+ Kondev, KG & mais 4. 2021. The Nubase2020 evaluation of nuclear physics properties. Chinese Physics C 45: 030001.

+ Magueijo, J. 2003 [2003]. Mais rápido que a velocidade da luz. RJ, Record.

+ Mayer-Kuckuk, T. 1993 [1984]. Física nuclear, 4ª ed. Lisboa, C Gulbenkian.

+ Meija, J & mais 10. 2016. Isotopic compositions of the elements 2013 (IUPAC Technical Report). Pure and Applied Chemistry 88: 293-306.

+ Novello, M. 2006. O que é cosmologia? RJ, Jorge Zahar.

+ Ronan, CA. 1987 [1983]. História ilustrada da ciência, v. 4. RJ, J Zahar.

+ Singh, S. 2006 [2004]. Big Bang. RJ, Record.

+ Strathern, P. 2002 [2000]. O sonho de Mendeleiev. RJ, J Zahar.

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