Muitos dos elementos presentes no dia a dia, como o Oxig\u00eanio, o Carbono, o Ferro e outros, constituem apenas 2% do total da mat\u00e9ria usual do Universo. Todo o resto \u00e9 composto de 73% de Hidrog\u00eanio e 25% de H\u00e9lio. Mas, sem esses elementos, n\u00e3o existir\u00edamos aqui. De onde vem esses elementos?<\/p>\n
Logo depois do Big-Bang<\/a><\/u><\/span>, quase 100% da mat\u00e9ria era constitu\u00edda de Hidrog\u00eanio, com uma pequena parcela composta de uma mistura de Deut\u00e9rio, H\u00e9lio e L\u00edtio. \u00c0 medida que o Universo se expande e esfria, inicia-se a concentra\u00e7\u00e3o das massas, nascendo as estrelas.<\/p>\n A\u00a0evolu\u00e7\u00e3o das estrelas se d\u00e1 lentamente; a contra\u00e7\u00e3o gravitacional causa o aquecimento interno, e s\u00e3o iniciados processos de fus\u00e3o nuclear. H\u00e1 v\u00e1rias fases nesse processo de evolu\u00e7\u00e3o estelar, que ocorrem por conta de um balan\u00e7o delicado entre a press\u00e3o gravitacional, a taxa de cria\u00e7\u00e3o de energia por rea\u00e7\u00f5es nucleares e o escape de energia (vista na forma de luminosidade). Essas fases correspondem \u00e0 sequ\u00eancia principal (nosso Sol est\u00e1 nesta fase), Gigante Vermelha e outras.<\/p>\n Elementos mais pesados s\u00e3o criados gradualmente no centro de estrelas, por fus\u00e3o nuclear; esse processo de fus\u00e3o termina quando atinge-se o 56<\/sup>Fe, n\u00facleo que possui a maior energia de liga\u00e7\u00e3o<\/a><\/u><\/span> por part\u00edcula.<\/p>\n Quando as rea\u00e7\u00f5es termonucleares cessam, a estrela come\u00e7a a resfriar, e inicia a contra\u00e7\u00e3o gravitacional. Dependendo do tamanho da estrela, seu estado final pode ser uma an\u00e3 branca<\/a><\/u><\/span> ou uma supernova. A explos\u00e3o da supernova espalha no Universo o seu material, que posteriormente fazem parte da forma\u00e7\u00e3o das estrelas da gera\u00e7\u00e3o seguinte. Se a supernova for do tipo II, podem ser criados elementos mais pesados que o 56<\/sup>Fe, via o processo \u2013 r<\/a><\/u><\/span>. Estudos recentes indicam que a fus\u00e3o de duas estrelas de n\u00eautrons<\/a><\/u><\/span> tamb\u00e9m desempenha um papel importante na gera\u00e7\u00e3o de elementos pesados como o Ouro via o processo \u2013 r.<\/p>\n A F\u00edsica Nuclear desempenha um papel fundamental nesses estudos. Em particular, \u00e9 interessante observar que certos detalhes de propriedades f\u00edsicas dos n\u00facleos que somente podem ser explicados pelos trabalhos minuciosos e altamente precisos, podem explicar quest\u00f5es fundamentais da natureza. Por exemplo, uma das raz\u00f5es pelas quais n\u00f3s existimos neste mundo depende crucialmente do fato de que os n\u00facleos de n\u00famero de massa A igual a 5 ou 8 n\u00e3o s\u00e3o est\u00e1veis. Se n\u00e3o, a evolu\u00e7\u00e3o solar se tornaria r\u00e1pida demais e n\u00e3o haveria tempo de desenvolver seres vivos. Al\u00e9m disto, sabemos que o Sol \u00e9 uma estrela de segunda gera\u00e7\u00e3o (ou posterior) e n\u00e3o \u00e9 uma estrela primordial criada logo ap\u00f3s o Big Bang. Caso contr\u00e1rio, tamb\u00e9m n\u00e3o existir\u00edamos aqui por falta de elementos que comp\u00f5em mol\u00e9culas complexas, tais como 12<\/sup>C.<\/p>\n O mecanismo de supernova tamb\u00e9m n\u00e3o foi, ainda, completamente esclarecido, envolvendo v\u00e1rios processos complexos mas, o resultado de simula\u00e7\u00e3o recente da explos\u00e3o de uma supernova, em artigo publicado pela Nature, https:\/\/www.nature.com\/articles\/d41586-018-04601-7<\/a><\/u><\/span> (veja o v\u00eddeo abaixo) mostrou como uma estrela pode explodir no final da sua vida, espalhando os elementos formados durante a evolu\u00e7\u00e3o.<\/p>\n <\/p>\n