Como todos já leram, o Modelo Cosmológico mais aceito é o Λ-CDM (Lambda-CDM).
De acordo com este modelo, o Universo surgiu subitamente num Big Bang de temperatura extrema (onde nem a matéria ainda existia) e foi arrefecendo à medida que se expandia.
Evolução Temporal do Universo
Nas primeiras minúsculas frações de segundo parece até ter tido um episódio de inflação tão fulminantemente rápida que cada pedacinho do tamanho dum átomo se expandiu ao que nos é hoje visível e mesmo para além disso.
As Quatro Forças Fundamentais
Quando uma expansão mais moderada foi arrefecendo o meio cósmico ainda num inimaginável inferno de energia, as quatro Forças Fundamentais (Força Nuclear Forte, Força Eletromagnética, Força Nuclear Fraca e a Força Gravitacional) se separaram (por quebra de simetria) em Bosões e, mais tarde, a Matéria Bariónica (i.e., matéria comum) se condensou em Fermiões (Quarks e Leptões).
Modelo das Partículas Elementares
Eventualmente (após mais expansão e arrefecimento) os Fermiões formaram Nucleões, acabando por constituir átomos — e aí se fez luz — ao ser libertada a Radiação Cósmica de Fundo de Micro-Ondas (CMB — Cosmic Microwave Background).
Radiação Cósmica de Fundo de Micro-Ondas
A Matéria comum era cerca de 75% Hidrogénio e 25% Hélio (e uns vestígios de Lítio e Berílio).
Foi com o nascimento das primeiras gigantes, enormes (centenas de vezes maiores que o nosso Sol), quentíssimas estrelas (por condensação gravitacional) basicamente formadas de Hidrogénio e Hélio — População Estelar III — que as reações de fusão começaram.
Primeiro Hidrogénio foi fundido em mais Hélio → Cadeia Protão-Protão (em todos os seus ramos).
Cadeia Protão-Protão
Depois veio o Processo Triplo-Alfa fundindo três núcleos de Hélio num núcleo de Carbono.
Processo Triplo-Alfa
A seguir veio o Ciclo CNO em que, num circuito catalítico, núcleos de Carbono, Nitrogénio e Oxigénio absorviam quatro núcleso de Hidrogénio e expeliam um núcleo de Hélio.
Ciclo CNO
Mas estas estrelonas eram tão grandes, tão maciças, com tais altas pressão e temperatura internas, que consumiram o seu 'combustível' muito rápido e duraram somente alguns, bem poucos, milhões de anos (ou até somente centenas de milhares de anos).
Na sua fase final, várias camadas de reações de fusão produziam núcleos cada vez mais complexos e maciços — os primeiros 26 elementos — até ao Ferro.
Foram essas primeiras gigantescas SuperNovas (extremamente energéticas de instabilidade de pares Positão-Eletrão) que começaram a enriquecer o meio cósmico de elementos mais 'pesados' que o Hidrogénio e o Hélio e que os astrónomos chamam genericamente de 'metais'.
Foi desse meio [ainda ligeiramente] enriquecido que se condensaram as grandes, quentes e azuis estrelas da População Estelar II. Estas também têm uma vida medida em alguns milhões de anos e normalmente também seguem o caminho da nucleosíntese de elementos mais maciços até os expulsarem para o espaço como SuperNovas tipo II e que são as que mais enriquecem o meio cósmico de 'metais'.
Nebulosa Resultante de SuperNova
Ao morrerem em titânicas explosões, as imensas emissões de Neutrões desses breves e furiosos eventos criam Elementos ainda mais maciços para lá do Ferro.
Todos os Processos de Nucleosíntese Estelar Incluindo SuperNovas
A População Estelar I (como o nosso Sol) beneficiam das núvens de gás e poeira deste meio cósmico enriquecido, formando o nosso Sistema Solar com alta 'metalicidade'.
E mesmo muitas 'irmâzinhas' do Sol (que 'viveram' antes) tinham soltado os seus 'casulos' em Nebulosas Planetárias antes de se recolherem como Anãs Brancas, após também tendo enriquecido o meio cósmico.
Nebulosa Planetária
Mas mesmo o nosso Sistema Solar é um pouco 'fora da curva' e começou num enxame estelar — de perto de 10.000 estrelas e com 3.000 massas solares, um aglomerado (cluster) de estrelas — que se encontrava bem mais próximo do centro da nossa Galáxia.
Onde o Nosso Sistema Solar Começou e Onde Se Encontra Hoje
Devido a vários efeitos gravitacionais próximos e distantes, o nosso Sistema Solar (desde a sua fase de nebulosa em contração) migrou bastante cedo para onde estamos hoje. Porém não 'nascemos' totalmente no centro da nossa Galáxia onde hoje está um buraco negro supermassivo (Sagittarius A*, abreviado como Sgr A*) e que naquela época podia muito bem ter sido um agressivo Quasar.
Como estávamos mais próximos do centro da Via Láctea, o nosso sistema acumulou mais elementos pesados. Também ganhámos um perfil particular de elementos devido à exposição a quatro SuperNovas diferentes ao longo do caminho, uma delas de tipo bastante raro (Wolf-Rayet, que produz imensa poeira cósmica) com elementos muito críticos para a habitabilidade da Terra.
SuperNova duma Estrela Wolf-Rayet
Por exemplo, a nossa Terra contém 610 vezes mais Tório e 480 vezes mais Urânio do que outros sistemas que observamos. Assim, acontece que o nosso Sistema Solar é um pouco diferente em perfil químico do que a maioria das estrelas da nossa atual região.
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