Big Bang: o começo que conhecemos

Desenho em tinta acrílica em papel, por Leonardo Cappucci, 2017

Há 13,8 bilhões de anos ocorreu o Big Bang. 

Nós ainda não temos certeza do porquê ou mesmo como isso aconteceu. Nada sabemos sobre o que existia antes do Big Bang. Teoricamente os cientistas acreditam que de um ponto muito quente e denso nasceu o nosso Universo Primitivo. Esse ponto se expandiu muito rápido em uma fração de segundos, criando seu próprio espaço e tempo.

No início, nosso universo não tinha galáxias, estrelas, planetas ou mesmo átomos. Tudo teve que ser criado a partir de partículas fundamentais muito pequenas, menores do que tudo que conhecemos. Como essas partículas foram geradas, ainda é uma pergunta sem resposta. Quark, glúon, elétron e fóton estão entre as primeiras partículas fundamentais formadas no Big Bang. Da combinação de partículas de quark, ainda nos primeiros segundos de vida do universo, foram formados prótons e nêutrons, os componentes dos núcleos atômicos.

É preciso uma força forte para manter juntas as partículas do núcleo atômico, e a cola que as une é o glúon. A formação dos núcleos só foi possível porque o universo era muito quente e denso; ou seja, muitas partículas fundamentais concentradas em um espaço muito pequeno. O resfriamento do universo associado ao processo de expansão permitiu que os elétrons se fixassem aos núcleos atômicos; unidos desse modo por uma força eletromagnética.

Assim, 380 mil anos após o Big Bang, os elétrons começaram a se alojar ao redor dos núcleos atômicos. Dessa união nasceram os primeiros átomos, componentes estes de toda a matéria que conhecemos. Os fótons são os mediadores dessa união, e quando essa união enfraquece, partículas de fóton são emitidas na forma de luz.

Um átomo é muito pequeno, tão pequeno que não reflete a luz. Mesmo com toda a nossa tecnologia, nós ainda não fomos capazes de ver o interior de um átomo. No entanto, se um átomo fosse do tamanho de um grande estádio de futebol, o núcleo seria uma mosca no centro desse estádio vazio. Nesse imenso estádio algumas poucas cadeiras seriam ocupadas pelos elétrons. É o espalhamento desses elétrons, por fim, que define o tamanho do átomo. Um único tipo de átomo forma um elemento químico, que nada mais é do que um átomo característico, ou seja, um indivíduo.

O primeiro elemento químico formado foi o hidrogênio (H). Ele é o elemento químico mais simples do nosso universo, tem 1 próton, 1 elétron e nenhum nêutron. Os elétrons são partículas muito menores do que os prótons e nêutrons, sua massa é quase desprezível. Logo, a massa de um átomo depende da soma das partículas que ele tem no seu núcleo atômico. No caso do H, a sua massa é 1. No universo primordial, ainda muito quente, núcleos de H se fundiram para formar um segundo elemento químico, o hélio (He). O hélio tem 2 prótons, 2 elétrons e 2 nêutrons; ou seja, sua massa é 4.

Logo após o Big Bang, as partículas fundamentais se transformaram em todo o H e parte do He que existem, e isso representa praticamente toda a massa conhecida do nosso universo. O processo de transformação das partículas fundamentais em H e He é chamado de nucleossíntese primordial. Esse processo ocorreu nos primeiros minutos após o Big Bang, e foi um evento único. Todo o H do universo foi gerado ali, e nenhum outro átomo desse elemento será criado na história futura do nosso universo. 

É nesse ponto que tudo começa a acontecer, pois os elementos químicos são os blocos de construção básicos para toda a matéria que conhecemos. Quando elementos químicos são combinados, mantidos juntos por uma força de atração, ligação química, eles podem formar moléculas. Moléculas também se combinam, ou seja, átomos simples quanto juntos formam sistemas mais complexos. O H gosta de formar moléculas, com dois átomos, mas por outro lado, o He prefere ficar sozinho. Ambos elementos químicos ocorrem naturalmente no estado gasoso, isto é, ocupam todo o espaço que encontram. Esses elementos foram os primeiros habitantes desse espaço em construção que hoje chamamos de universo.  Nesse momento de sua evolução, o universo é um espaço relativamente vazio, preenchido por gás de H e He.

Em expansão, o universo vai ficando cada vez mais frio e menos denso, isto é, mais espaço para um mesmo número de indivíduos. Os átomos e moléculas de H e He se deslocavam a grandes velocidades nesse universo em expansão. Por vezes, esses blocos de construção se agrupavam e formavam imensas e densas nuvens, que giravam sem parar. Essas nuvens, formadas em diferentes pontos do universo, atraiam ainda mais partículas, se adensando, e aumentando o espaço vazio. É lei, matéria atrai matéria devido a uma força de atração denominada de gravidade. Essa matéria agrupada formou as primeiras nebulosas, que são imensas nuvens de gás, às vezes, com mais de trilhões de quilômetros. Nesse ponto o universo era bastante entediante.

Milhões de anos se passaram. Em alguns pontos das nebulosas a matéria vai se acumulando pela ação da gravidade. Esses pontos de acúmulo de matéria se adensam e contraem até um ponto em que sofrem um colapso. Desse colapso se formam gigantescas e densas esferas. A temperatura no interior dessas esferas era muito quente. Isso permitiu que núcleos de átomos de H se fundissem para formar átomos de He. Isto é, o H queimou para formar o He. Essa fusão nuclear fez com que as esferas “brilhassem”, num processo denominado de nucleossíntese estelar. Assim nasceram as primeiras estrelas, pontos quentes em um universo frio. Quando estrelas se juntam, formam galáxias.

As estrelas, igual aos seres vivos, nascem, crescem, envelhecem e morrem. As nebulosas são consideradas berçários de estrelas. As primeiras estrelas demoraram dezenas de milhões de anos para nasceram. E elas já morreram. No decorrer de suas vidas e durante sua morte, por vezes violenta, as estrelas dão origem a novos elementos químicos pela fusão nuclear. Podemos comparar uma estrela a uma fornalha, onde em seu núcleo o H queima para formar o He. E depois, quando o H acaba, o He queima para formar elementos químicos progressivamente mais pesados, como o carbono (C), oxigênio (O), silício (Si), ferro (Fe) e o níquel (Ni). Nesse processo a estrela expande.

O tamanho inicial da estrela define quais elementos químicos poderão ser formados nesse processo. Só estrelas muito grandes terão energia e massa suficiente para formar núcleos mais pesados, como o de O, Si, Fe e Ni. Quando essas estrelas muito grandes ficam sem combustível, isto é, não são mais capazes de realizar a fusão nuclear, o núcleo da estrela colapsa e ela explode. Essa explosão é chamada de supernova. Nessa explosão são formados novos elementos químicos de maior massa, como por exemplo o ouro (Au) e o chumbo (Pb). O último e mais pesado elemento químico formado na Supernova é o urânio (U), que tem 92 prótons, 92 elétrons e 146 nêutrons. A massa desse elemento é 238.

Núcleos atômicos lançados no espaço também podem trombar com partículas subatômicas viajando a altas velocidades (raios cósmicos). Essa trombada pode gerar elementos químicos leves, como o lítio (Li) e o berílio (Be). Parte do Li e do Be também foi gerada na nucleossíntese primordial.

Os átomos de um determinado elemento são idênticos e são diferentes dos átomos de todos os outros elementos químicos. No entanto, a maioria dos elementos passa por transformações durante sua vida. Por exemplo, um átomo qualquer pode capturar nêutrons e mudar a sua massa, se transformando em uma nova versão dele mesmo, denominada de isótopo. Um único elemento químico pode ter várias versões, ou seja, vários isótopos, dependendo de quantos nêutrons ele consegue capturar.

O urânio, por exemplo, tem três isótopos mais comuns, com massas de 238, 235 e 234. Todos eles são ditos isótopos naturais. O mais comum deles é o U 238. Além disso, um isótopo de maior massa também pode perder partículas fundamentais, ficando mais leve, num processo de decaimento do núcleo ou decaimento radioativo. A força fraca é a responsável por interações que causam os decaimentos. Nesse processo um elemento pode se transformar em um isótopo dele mesmo ou até em outro elemento químico.

Quando um isótopo decai ele é chamado de isótopo radioativo. Por exemplo, o U 238, pode se transformar em Pb, de massa 206. O Pb, nesse caso é considerado um isótopo filho do U, sendo também chamado de isótopo radiogênico. Nesse contexto o U 238 é o isótopo pai. Todo o U 238 já produzido nas supernovas um dia se transformará em Pb 206. Nesse processo de transformação, o U 238 decai progressivamente, se transformando em outros isótopos ou elementos mais leves durante o caminho, até atingir a massa 206. A transformação do U 238 em Pb 206 leva 4,47 bilhões de anos. Isto é, o U 238 formado nas primeiras supernovas já não existe mais. Esse tempo de transformação é a meia-vida do U; ou seja, o tempo que leva para que metade dos átomos de U 238 se desintegrem em Pb 206.

Alguns isótopos têm meia-vida muito curta, por vezes de menos de um segundo. Quando o decaimento radioativo acontece, isso libera partículas e energia. Alguns isótopos, no entanto, nunca mudam, sendo chamados de isótopos estáveis. O Pb 206, por exemplo, é um isótopo estável. Os isótopos mais leves são mais estáveis.

Foram identificados 118 diferentes elementos químicos até o momento (2020). Desses 118, 94 ocorrem naturalmente, especialmente relacionados com a vida e morte das estrelas, e 24 foram sintetizados em laboratório.

Quanto mais pesado o elemento químico, menor é a sua quantidade no Universo. Com a tabela periódica dos elementos completa, a matéria ficou cada vez mais complexa, pois diferentes elementos químicos se combinaram para formar diferentes moléculas.

Quando tudo começou, lá no Big Bang, as altíssimas temperaturas contribuíram para que partículas fundamentais se combinassem para formar os núcleos atômicos e depois nos átomos mais simples, o H e o He. Esses dois elementos compõem cerca de 98% de todos os elementos do Universo, sendo 75% de H e 23% de He. O Universo não produz mais H, pois não tem mais energia para combinar as partículas fundamentais. E o H está sendo gradativamente queimado nas lareiras do universo, as estrelas, se transformando em outros elementos. Esse processo está deixando o universo cada vez mais complexo. Desse modo, partículas simples foram transformadas em diferentes átomos, estrelas, planetas e galáxias. As nebulosas já não são apenas nuvens de gás, mais uma mistura de gás e pó, isto é, minúsculas partículas sólidas, em especial, os primeiros minerais, formados pela transformação contínua da matéria. 

Novas nebulosas são continuamente formadas por elementos químicos gerados pela morte de estrelas, dando origem a mais estrelas, em um processo contínuo de reciclagem da matéria. A nebulosa que formou a nossa estrela, o Sol, há 4,56 bilhões de anos, foi semeada com elementos químicos e pó gerados por estrelas que já não existem mais. A nossa existência, a Terra, as rochas e os minerais estão ligados a esses elementos químicos e à sua origem cósmica. Essa é uma história que começou a ser contada há muito tempo, “sem vestígios de um começo e nenhuma perspectiva de um fim” ⁽¹⁾.

⁽¹⁾ Parafraseando James Hutton, 1788