Originea elementelor chimice din Univers
Întrebările legate de naștere, compoziție și repartizare a elementelor chimice din Univers au captivat oamenii de știință de-a lungul istoriei. Datorită avansurilor în domeniile cosmologiei, astrofizicii și chimiei nucleare, acum avem o înțelegere mai clară a modului în care aceste elemente s-au format și evoluat. Nu toate au fost create în acel moment primordial al Universului; multe au fost generate ulterior în stele, supernove și alte fenomene cosmice.
Elementele primordiale: începutul chimiei în Big Bang
Cu aproximativ 13,8 miliarde de ani în urmă, Big Bang-ul a dat viață Universului. În minutele sale inițiale, a avut loc un proces numit nucleosinteză Big Bang, în cadrul căruia s-au format doar cele mai ușoare elemente: hidrogen (cu un proton), heliu (cu doi protoni) și într-o măsură mult mai mică, litiu (cu trei protoni). De asemenea, s-au creat izotopi precum deuteriul. Aceste elemente constituie „fundamentul chimic” al Universului.
Din cauza absenței nucleelor stabile cu 5 sau 8 nucleoni, reacțiile de fuziune nucleară din Big Bang nu au reușit să producă atomi mai grei. Formarea carbonului, de exemplu, necesită fuziunea a trei nuclee de heliu-4, un proces imposibil în condițiile de energie extremă dar efemer din acea eră timpurie.
Răcirea universului și apariția primelor atomi
După Big Bang, Universul era un amestec fierbinte de particule. Pe măsură ce s-a extins, materia s-a răcit, permițând formarea primilor atomi neutri – în special hidrogen și heliu. Răcirea a facilitat recombinarea electronilor cu nucleele, transformând Universul dintr-o plasmă opacă într-un mediu transparent pentru fotoni – un eveniment cunoscut sub numele de recombinare, care a avut loc la aproximativ 377.000 de ani după Big Bang.
A urmat o etapă denumită ”Epoca Întunecată”, care a durat aproape 1 miliard de ani după Big Bang. În acest interval, norii de hidrogen s-au compactat sub influența gravitației și au inițiat formarea primelor stele și galaxii. Pe măsură ce gazul s-a concentrat, temperatura locală a crescut, iar fuziunea nucleară a devenit posibilă în interiorul stelelor proaspăt formate.
Formarea elementelor în stele
Primele stele au acționat ca “fabrica” pentru elemente mai grele decât litiul. În nucleele lor, atomii de hidrogen au fuzionat pentru a crea heliu, iar în stelele masive, reacțiile nucleare complexe precum procesul triplu-alfa au generat carbon, oxigen și alte elemente grele. Aceste procesări constituie ceea ce se numește nucleosinteză stelară.
Elementele până la fier (cu numărul atomic 26) pot fi formate prin aceste procese. Dincolo de această limită, fuziunea nucleară devine o reacție care consumă energie. Elementele mai grele decât fierul se formează în condiții speciale, cum ar fi explozia supernovelor și coliziunile între stele neutronice, unde temperaturile și presiunile extreme creează un mediu favorabil pentru sinteza rapidă a nucleelor grele (procesul r).
Structura și abundența elementelor
Fiecare element este caracterizat prin numărul său de protoni (număr atomic). De exemplu, un atom de aur conține întotdeauna 79 de protoni. Schimbarea numărului de protoni generează un alt element. Numărul de neutroni poate varia, iar astfel apar izotopi.
