Processo Alfa e Processo Triplo-Alfa

Nucleossíntese Alfa:
Partícula Alfa: forma de decaimento radioativo que é originado por um núcleo atômico instável, transformando-se em outro núcleo com a estrutura do elemento hélio (⁴₂He).

Processo Alfa:

 Uma das classes de fusão nuclear, no qual o núcleo da estrelas que convertem o hélio em elementos mais pesados.

¹²₆C + ⁴₂He → ¹⁶₈O + γ + 7.16 MeV

¹⁶₈O + ⁴₂He → ²⁰₁₀Ne + γ + 4.73 MeV

²⁰₁₀Ne + ⁴₂He → ²⁴₁₂Mg + γ + 9.31 MeV

²⁴₁₂Mg + ⁴₂He → ²⁸₁₄Si + γ + 9.98 MeV

²⁸₁₄Si + ⁴₂He → ³²₁₆S + γ + 6.95 MeV

³²₁₆S + ⁴₂He → ³⁶₁₈Ar + γ

³⁶₁₈Ar + ⁴₂He → ⁴⁰₂₀Ca + γ

⁴⁰₂₀Ca + ⁴₂He → ⁴⁴₂₂Ti + γ

⁴⁴₂₂Ti + ⁴₂He → ⁴⁸₂₄Cr + γ

⁴⁸₂₄Cr + ⁴₂He → ⁵²₂₆Fe + γ

⁵²₂₆Fe + ⁴₂He → ⁵⁶₂₈Ni + γ

 Esses isótopos são os mais abundantes e múltiplos íntegros da massa do hélio. O número atômico (Z) menor ou igual que 22: C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti. Todos esses núcleos são sintetizados na captura alfa na fusão nuclear do silício precursor para as Supernovas do tipo II (resultam um colapso gravitacional e uma violenta explosão de uma estrela massiva), o Si e o Ca são elementos derivados do processo alfa. O elemento Mg é consumido por reação de captura protônica. O oxigênio é um elemento alfa em estrelas de baixa metalicidade. Os elementos C e N são considerandos elementos alfa, pela sintetização nas reações nucleares da captura alfa.

 Supernova do tipo II sintetizam o Oxigênio e outros elementos alfa (Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca e Ti) e com maior quantidade de energia formando o pico de Ferro (V, Cr, Mn, Fe, Co e Ni).

Processo Triplo-Alfa

 O processo de fusão é composto de três átomos de hélio (⁴₂He) originando um núcleo de Carbono (¹²C).

 O tempo é importante para este processo, o hidrogênio é o combustível primário de uma estrela, após o esgotamento do combustível primário é substituído pelo secundário, o hélio.

 A reação triplo-alfa ocorre sobre velocidades em temperaturas acima de 100 milhões de kelvin em núcleos estrelares com grande quantidade de hélio concentrado no núcleo. O triplo-alfa ocorre em estrelas com idade velhas (Ex.: Sol, quando passar para próxima fase: Gigante Vermelha), o hélio produzido no ciclo próton-próton e na cadeia CNO, se concentra no núcleo da estrela, dando a possibilidade de fundir núcleos alfa.

⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be

⁸Be + ⁴He → ¹²C + γ + 7.367 MeV
⁴He + ⁴He + ⁴He → ¹²C + 7.275 MeV

Representação do choque de núcleos, sendo a união de dois hélios (⁴He) que originou Berílio (⁸Be), o isótopo instável do Berílio se choca com outro hélio consequentemente originando um isótopo de Carbono-12 (¹²C).

 Com as equações pode-se deduzir que o isótopo de Berílio-8, um núcleo instável e logo decai em 2.6.10¹⁶ segundos para duas partículas alfa, porém alguns núcleos permanecem estável.

⁸Be ↔ ⁴He + ⁴He

 A energia liberada pelo Berílio-8 é inferior, mas equivale a de duas partículas alfa. O ⁸Be e o ⁴He possuem a quantidade exata de energia do estado de excitado do ¹²C.

 Existe a possibilidade do decaimento de uma pequena fração do núcleo de Carbono-12, veja:

¹²C → ¹²C + 2γ ou ¹²C → ¹²C  e⁺ + e-

 Existe um processo secundário do triplo-alfa que origina um núcleo de Oxigênio-16 estável.

¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ

 Depois da formação do isótopo de ¹⁶O se uni com outra partícula alfa formando o Neônio(Ne), este processo que o oxigênio forma o neônio se torna difícil, devido às regras do spin nuclear. 

 As reações nuclear resulta na larga escala de produção do carbono e do oxigênio mas poucas frações forma o neônio e outros núcleos atômicos pesados, sendo estes dois os principais produtos da fusão do Hélio.

Cadeia próton-próton e o ciclo CNO

Choque de partículas:

 Tudo o que vemos e tocamos possuem uma origem e são constituídos sistematicamente por átomos, que são constituídos essencialmente por prótons, nêutrons e elétrons. Todos os elementos químicos, como eu descrevi, são do processo de fusão nuclear, ou seja, choque de prótons com outras partículas presente na quele ambiente de altíssima pressão e temperatura, devido a gravidade que tenta comprimir o gás e a poeira cósmica em um lugar de aglutinação de matéria (nebulosa, glóbulo molecular, próton-estrela e a estrela definitiva).

Exemplo de fusão nuclear, sendo o processo de transmutação do hidrogênio(H) em hélio(He), dois próton de cor vermelha e dois nêutron  de cor amarela. 

 O choque dessas partículas formam o núcleo da estrela jovem e percorre até a fase que a gravidade vence com sua grande compressão. A compressão imensa que a gravidade exerce sobre a estrela é essencial, com a grande pressão e temperatura geradas na compressão do gás e poeira, que resulta na velocidade de movimento em direções diferentes das partículas, elas consequentemente se chocam no núcleo. Vimos esse processo ocorre com os diversos tipos de isotopos do hidrogênio, gerando os elementos químicos inicias da tabela periódica, ou seja, de acordo com seu número atômicos: ¹H (hidrogênio), ²He (hélio), ³Li (lítio), ⁴Be (berílio), ⁵B (boro), ⁶C (carbono), ⁷N (nitrogênio), ⁸O (oxigênio), e outros elementos químicos de acordo com a complexidade do número atômico, formando camas na estrela.

A larga escala de produção de matéria no núcleo, acaba gerando camas de elementos químicos, os mais leves ficam nas camadas superiores e os com maior número atômico ficam no núcleo (nas camadas acima dele e no próprio núcleo).

 O processo de síntese dos diversos tipos de átomos que utilizam os isótopos de hidrogênio (prótio, deutério e trítio) denomina-se: Cadeia próton-próton(Ciclo de próton-próton) e o processo de nome ciclo CNO(Ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio).

Cadeia próton-próton ou ciclo próton-próton: 

 Processo da  junção de hidrogênio(prótio, deutério e trítio) em hélio(⁴He, dois prótons + dois nêutrons) que liberar energia para manter a estrela contra a imensa compressão da gravidade. Esse fenômeno é natural e ocorre em todas as estrelas, porém este processo é extremamente comum nas estrelas do tipo do sol ou menores.

Modelo simplificado de um isótopo de prótio

 O processo conduz na união de dois núcleos de hidrogênio ¹H(prótio) a ²H(deutério), esse fenômeno libera um pósitron e um neutrino ao transformar um próton em um nêutron, a reação:

¹H + ¹H → ²H + e^- + V_e(neutrino)

 O deutério produzido na reação anterior pode se fusionar com outro núcleo de hidrogênio para formar um isótopo leve de hélio (³He).

²H + ¹H → ³He + γ + 5.49 MeV

 O neutrino liberado nesta reação, portam energias acima dos 0,42 MeV (Mega elétron volt). O pósitron resultante desse processo é anulado com o choque com um elétron e a massa se converte em energia na liberação de dois raio gama, veja a equação:

e⁺ + e^-  → 2γ + 1.02 MeV

 A cadeia próton-próton é dividida em quatro denominações:

Cadeia próton-próton I ou cadeia pp I: Esse processo pp I ocorre com grande frequência de 91% na cadeia de fusão dos prótons e nêutrons, e a implicação no balanço final de 26,7 MeV. Essa cadeia é dominante a temperaturas de 10 a 14 megakelvin(MK), com temperaturas abaixo de 10MK ocorre a pouca produção de ⁴He é baixa.

³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H + 12.86 MeV

Cadeia próton-próton II ou cadeia pp II: Este processo requer maior temperatura, sendo de 14 a 23 Megakelven(MK). A produção de neutrinos nesta reações do Berílio e o Lítio ⁷Be(e^-, V_e)⁷Li, liberando uma energia de 0,861 MeV, o restante emitindo 0,383 MeV.

³He + ⁴He → ⁷Be + γ
⁷Be + e^- → ⁷Li + V_e
⁷Li + ¹H → ⁴He + ⁴He

                                                      

                  Átomo de Lítio(Li) e Berílio(Be), e seus respectivos elétrons.

Cadeia próton-próton III ou cadeia pp III: o fenômeno ocorre sobre a temperatura de 23 MK, com a força cinética dos átomos sobre a grande temperatura original os isótopos de Berílio (⁷Be, 4 prótons e 3 nêutrons) e Boro(⁸B, 5 prótons e 3 nêutrons), esse isótopos são instáveis e consequentemente entram em estado de decaimento do par de prótons.

³He + ⁴He → ⁷Be + γ

⁷Be + ¹H → ⁸B + γ

⁸B →  ⁸Be + e⁺ + V_e 

⁸Be ↔ ⁴He + ⁴He

Cadeia próton-próton IV(pp IV) ou Hep(hélio-próton): o isótopo de hélio-3(³He) reage com um prótio para formar o isótopo de hélio-4(⁴He). No processo de reação do hélio-3 para formar hélio-4 ocorre a perda de massa dos prótons, essa massa se converte em energia (raios gama) e neutrinos liberados nas reações individuais. A quantificação desta cadeia hélio-próton é de 26,73 MeV.

³He + ¹H → ⁴He + V_e + e⁺

Reação próton-elétron-próton (pep): fenômeno raro, porém ocorre junto com o ciclo próton-próton. Essa reação trata-se do choque de três partículas simultaneamente, tendo um grande grau de improbabilidade de ocorre no núcleo da estrela.

¹H + e^- + ¹H → ²H + V_e

A energia liberada pelos neutrinos nesta reação equivalem a 1,44 MeV, sendo mais energético do que a ciclos pp com 0,42 MeV.

Ciclo Carbono-Nitrogênio-Oxigênio

 O ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio é o segundo processo da reações nucleares nas estrelas, sob temperaturas superiores a do ciclo próton-próton. O ciclo próton-próton é importante para todas as estrelas, como o Sol e outras estrelas com massa igual ou menor. A cadeia próton-próton é substituído pela cadeia CNO, ocorre em estrelas massivas, já que este processo é semelhante ao próton-próton que origina núcleos atômicos com maior conjunto de partículas sub-atômicas unidas.

Como o ciclo pp, o ciclo CNO é dividido em CNO-I, CNO-II e Ciclo OF.

CNO-I: primeiro ciclo da reação, o carbono(C) inicial da reação é retorna com um núcleo de hélio(He).

¹²C + ¹H  → ¹³N + γ  + 1,95 MeV

¹³N → ¹³C + e⁺ + V_e + 1,37 MeV

¹³C + ¹H  → ¹⁴N + γ + 7,54 MeV

¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7,35 MeV

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + V_e + 1,86 MeV

¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He + 4,96 MeV

O Ciclo CNO-I e suas reações.

CNO-II: esse fenômeno ocorre com baixíssima frequência na estrela, onde o produto final é o ¹⁶O (isótopo de oxigênio) e um fóton, veja as equações:

¹⁵N + ¹H → ¹⁶O + γ + 12.13 MeV

¹⁶O + ¹H → ¹⁷F + γ + 0.60 MeV

¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + V_e + 2.76 MeV

¹⁷O + ¹H → ¹⁴N + ⁴He + 1.19 MeV

¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7.65 MeV

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + V_e + 2,75 MeV

 As reações do nitrogênio(N) e a do oxigênio(O) ocasiona um núcleo de flúor(F) que está estável, sendo catalítico e não se acumula no núcleo da estrela.

Ciclo OF: processo que ocorre em estrelas com grande quantidade de massa. Na ação do ciclo CNO-II existe a produção do isótopo de flúor-18 (¹⁸F) e raios gama(γ) ao invés de um núcleo de nitrogênio(¹⁴N) e partículas alfa (α).

¹⁵N + ¹H → ¹⁶O + γ

¹⁶O + ¹H → ¹⁷F + γ

¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + V_e

¹⁷O + ¹H → ¹⁴N + ⁴He

 O resultado líquido de todos os ciclo CNO sempre são os mesmo:

4 p → ⁴He + 2 e⁺ + 2 V_e + 26.38 MeV

Isótopos de hidrogênio, cátions e nuvens moleculares

Estrelas

 As estrelas são formas comuns no cosmos, elas iluminam constantemente o remanso obscuro do universo, isso pode dura por apenas alguns milhares de anos e podendo ir até trilhões de anos, dependendo de sua massa.

 Todas as estrelas contém algo em comum, sendo a quantidade monstruosa de gás hidrogênio (H). O hidrogênio (H) é o principal elemento químico, ele funciona como um combustível para manter a estrela luminosa e estável com a gravidade. O calor no centro da estrela ultrapassa os dez milhões de graus celsius, dando o processo de choque de partículas, ou seja, a fusão nuclear do hidrogênio (H) em hélio (He).

Típico núcleo estrelar, zonas onde ocorre a fusão dos isótopos de hidrogênio.

Hidrogênio e outros da tabela periódica:

 O elemento químico de número atômico 1 e de massa atômica 1,00794u, é os atributos químicos do hidrogênio (H), sendo, 75% da matéria no universo, o hidrogênio (H) se encontra-se como nuvens de gás, aglomerados de puro hidrogênio molecular ou dihidrogênio (H2), em conjunto com outros elementos químicos como vapor de água (H2O), sulfeto de hidrogênio (H2S), metano (CH4), fosfina (PH3) e dentre outros.

 O hidrogênio (H) possui variações no seu núcleo, como a quantidade de nêutrons, sendo a variação desta quantidade de nêutrons no núcleo atômico de um a dois nêutrons com o único próton. 

O hidrogênio (H) é o único elemento que possui diferentes nomes comuns para cada um de seus isótopos:

 Prótio (1H): É um dos isótopos estáveis do hidrogênio. O núcleo do isótopo prótio é por apenas um único próton e um elétron, ele não possui nêutrons no núcleo.

Estado: gás.
Lugares: Esse isótopo é comum no universo.

Isótopo de Prótio,  um próton e um elétron.

 Deutério (2H): É o segundo tipo de isótopo do hidrogênio, possuindo apenas um próton, um nêutron e um elétron na orbita do núcleo. O deutério é representado com a letra "D", também possui forte presença nas estrela, particularmente no núcleo, onde ocorre a fusão nuclear do hidrogênio. Apesar que o deutério não é radioativo, quando o deutério perde o único elétron que orbita o núcleo, ele passa a ser chamado de dêuteron.

Estado: gás
Lugares: Este isótopo é encontrado na natureza, fissão nuclear, fusão nuclear e no espaço.

Isótopo de Deutério, constituído por um próton, um nêutron e um elétron.

 Trítio (³H): É o terceiro isótopo do hidrogênio, o seu núcleo é composto por, um próton, dois nêutrons e um elétron. Esse isótopo é radioativo, desintegrando-se em ³₂He+, gerando uma emissão beta (β^-). O trítio com o núcleo contendo três partículas, com apenas um próton carregado eletricamente, podendo libera grande quantidade de energia na fusão nuclear. O átomo de trítio é representado pela letra "T".

Estado: gás
Lugares: O isótopo só é encontrado na fissão nuclear, fusão nuclear, próximo das estrelas, na interação de raios cósmicos com os gases da atmosfera da Terra e de outro planetas.

Isótopo radioativo de trítio, constituído por um próton, dois nêutrons e um elétron.

Hidrogênio protonado molecular ou trihidrogênio (H₃⁺): este íon é exótico na Terra, porém abundante no espaço. Este cátion é estável no meio interestelar pelo fator de baixa temperatura e baixa densidade interestelar, sendo no estado químico gasoso, ele é sem paralelos por qualquer tipo de íon molecular. Este cátion é uma molécula triatômica simples (ligação de três centros e dois elétrons), e possui dois elétrons de valência no sistema.

Via de produção de H₃⁺ é pela reação de H₂⁺ com H_2. 

H₂⁺ + H₂ → H₃⁺ + H

 A concentração de H₂⁺ é o que limita a taxa de reação. H₂⁺ só pode ser produzido no espaço interestelar pela ionização de H2 (Dihidrogênio) por um raio cósmico.

H2 + raio cósmico → H₂⁺ + e- + raio cósmico

Emissão de raios cósmicos em uma proto-estrela.

 O raio cósmico possui grande quantidade de energia, que pouquíssima energia é consumida para ionizar a molécula de H₂. Na nuvens moleculares, os raios cósmicos partem da proto-estrela ou da estrela completa, deixando um rastro de H₂⁺, portanto, H₃⁺, ele se encontra em baixa temperatura, sendo de -238°C (35K) e por densidade de 1014/cm².


 As nuvens moleculares no espaço interestelar são riquíssimas de partículas, que capturam umas às outras, em alta temperatura e pressão, no centro da nuvem molecular (núcleo da estrela). Os isótopos comuns na nuvem são os três tipos do hidrogênio (1H, 2H, e 3H), e também, nas emissões de raios cósmicos, sendo os cátions de H₂⁺ e H₃⁺. 

Nebulosa e os elementos químicos

  Demócrito de Abdera, um grego que acreditava que todo o cosmos é constituído por infinitos tipos de átomos, que jorram por acaso e se chocam. Para Demócrito e seu mestre Leucipo de Mileto, com o decorrer do tempo, os átomos se aglomeram formando os conjuntos complexos de átomos, sendo os estados da matéria, formando: os sólidos, os líquidos, os gasosos e o anímico (estado espírito).  

  Todo o Cosmos é constituído por diversos tipos de átomos e conjuntos, formando moléculas. A ideia de Demócrito e Leucipo foi assimilada pela ciência.

 Existem em todo o espaço sideral, nuvens de diversos tipos de átomos e na sua constituição química é de H₂ hidrogênio molecular, porções de gás hélio (He) e poeira interestelar. Esse conjunto se chama nebulosas, grandes nuvens moleculares, a quantidade de matéria é de 90% de H₂, outros de 9% de gás Hélio (He) e 1% de poeira cósmica, como por exemplo Carbono (C) e Silicatos (SiO₂ e SiO₄).

Átomo de Hidrogênio.

 Os átomos de hidrogênio molecular (H₂) começam a se unir, formando uma nuvem densa, o hidrogênio (H) começa a se aglomerar em um centro específico, ou seja, atrai-lo até o núcleo que exerce a atração ao elementos químicos. A massa concentrada no núcleo é comprimida, gerando calor e altas pressões no núcleo, ou seja, os átomos de hidrogênio molecular (H₂) são lançados em altas velocidades uns contra os outros, e como consequência os núcleos atômicos individuais se chocam, unindo os prótons e nêutrons que se chocaram criando um novo núcleo atômico, sendo de, dois prótons e dois nêutrons, o núcleo do hélio (He).

Nuvem de hidrogênio molecular em processo inicial e seu produto final. 

  Este é o princípio da fusão nuclear no centro da nuvem. O núcleo comprime o gás e a poeira iniciando o processo de criação de novos núcleos atômicos, ou, novos elementos químicos. No decorrer do processo de fusão existe subprodutos do evento, sendo, o raio gama, o pósitron, o neutrino, e o escape de prótons ou nêutrons. O escape de prótons e nêutrons é para estabilizar o elemento, como exemplo, o gás nobre hélio(He).

  Voltamos a questão das cargas das partículas que constituí o átomo. O próton possui uma carga elétrica positiva, e um elétron com uma carga negativa. Particularmente falando, o átomo é neutro, porém o núcleo possui muitos prótons e a repulsão das cargas positivas não ocorre, devido a função dos nêutrons. Isto ocorre no processo de fusão nuclear.

Fusão nuclear de dois prótons e um nêutron, sendo o núcleo de hélio(He).

 O hidrogênio molecular (H₂) no núcleo da nebulosa entra em choque com as outras moléculas presentes no espaço, nesse processo a colisão dos átomos acaba gerando alguns subprodutos, o pósitron que tem carga elétrica positiva, e o neutrino que é uma partícula subatômica sem carga elétrica.

 O gás envolta do núcleo está em constante movimento orbital, consequentemente existe campos magnéticos, como a matéria está em movimento giratório, ele acumula sobre as linhas de campo. Com a movimentação dos gases, sendo lançados ao espaço e as linhas de campo são envergadas formando jatos sólidos.

Disco de acreção e os jatos de raios vindo do núcleo da estrela.

  A nuvem molecular se tornando uma Proto-estrela. Neste estágio, o núcleo da nuvem se transformou e se tornou denso em relação a nuvem molecular anterior, por sinal, acaba comprimindo o gás hidrogênio(H) e a poeira cósmica. As temperaturas e pressão ultrapassam as temperaturas anteriores, na fase de nebulosa, nuvem de poeira e glóbulo. Já na próxima fase, a proto-estrela se torna uma estrela definitiva.

Origem dos elementos químicos

  Nas aulas de Química, em todos os lugar é raro ver a pergunta "De onde vieram os elementos?" ou "Como surgiram os elementos químicos?", para aqueles que sejam leigos a responder estás perguntas apenas, não darão uma resposta satisfatória.

 Sabemos que existem cerca de 92 tipos de átomos quimicamente distintos que encontramos naturalmente na Terra, chamamos de elementos químicos. Virtualmente tudo que vemos e conhecemos, toda a beleza natural é feito por esse poucos átomos em um tipo de padrões químicos harmonioso.

  Os 92 tipos de elementos químicos à temperatura ambiente, muitos deles são sólidos, alguns são gasosos e dois são líquidos (Bromo - Br e Mercúrio - Hg).  Alguns elementos são muitos conhecidos como: Silício(Si), Oxigênio(O), Magnésio(Mg), Alumínio(Al) e Ferro(Fe), os elementos que formam a Terra. O Hidrogênio(H), Carbono(C), Nitrogênio(N), Oxigênio(O), Fósforo(P) e Enxofre(S), os elementos essenciais, que são essenciais para o surgimento da vida. Existe outros elementos que não são muito conhecido pelo homem como Háfnio(Hf), Disprósio(Dy), Érbio(Er) e Praseodímio(Pr), são elementos que não encontramos com facilidade como o Ferro(Fe).

        Tabela periódica com os 92 elementos químicos, sem os elementos de nº 93 ao 118.

  Os átomos são compostos por três partículas elementares, prótons, nêutrons e elétrons. Com isso a Química e a Física reduziram a complexidade do mundo sensível para uma simplicidade incrível. Três unidades reunidas em padrões diferentes fazem essencialmente tudo.

  Um nêutron é eletricamente neutro, um próton tem carga elétrica positiva e um elétron tem uma carga negativa igual, já que cada átomo é eletricamente neutro, o número de prótons no núcleo deve igualar o número de elétrons distante na nuvens de elétrons. Os prótons e nêutrons formam o núcleo do átomo, já os elétrons ficam em órbita do núcleo atômico.Um núcleo atômico com apenas um próton se chama Hidrogênio(H), um núcleo com dois prótons se chama Hélio(He), com três prótons se chama Lítio(Li), com quatro se chama Berílio(Be), cinco prótons se chama Boro(B) até chegar ao noventa e dois prótons, que no seu caso seria o Urânio(U). A partir do elemento de número 93 ao 118, é sintetizado pelo homem.

Exemplo de um núcleo atômico e a órbita dos elétrons.

  Um próton tem uma carga positiva, mas como as cargas se repelem umas as outros, então porque o núcleo fica unido, porque a repulsão dos prótons não fazem o núcleo em pedaços? Existe uma força na natureza capaz de fazer isso, ela se chama Força Nuclear, essa força trabalha quando prótons e nêutrons ficam unidos, já que os nêutrons exerce força nuclear e não forças elétricas eles são um tipo de cola que uni os núcleos atômicos.

  Um grupo de dois prótons e dois nêutrons é o núcleo do átomo Hélio(He) é muito estável, três núcleos de Hélio(He) unidos por forças nucleares formam o Carbono(C), quatro núcleos de Hélio(He) formam o Oxigênio(O), não há diferença entre quarto núcleos de Hélio(He) unidos por forças nucleares e o núcleo do Oxigênio(O), ele são a mesma coisa. Cinco núcleos de Hélio(He) unidos por forças nucleares formam o Neônio(Ne), sete formam o Silício(Si) e assim por diante.

 - Eis a pergunta: de onde vem os elementos químicos? Simples, das estrelas. Uma estrela é uma esfera fulgurante de gás Hidrogênio(H) radioativo, no seu núcleo ocorre o fenômeno chamado fusão nuclear.