Os átomos formam cerca de 4% da densidade total do universo observável, a uma densidade média de cerca de 0,25 átomos/m3. Numa galáxia como a Via Láctea, os átomos encontram-se em concentrações muito maiores.
A densidade da matéria no meio interestelar varia entre 105 e 109 átomos/m3.
Acredita-se que o Sol esteja no interior da Bolha Local, uma região de gás altamente ionizado, pelo que a densidade à volta do sistema solar é de apenas 103 átomos/m3.
As estrelas formam-se a partir de nuvens densas no meio interestelar, cujo processo evolutivo provoca o enriquecimento desse mesmo espaço com elementos com maior massa do que o hidrogénio ou o hélio.
Cerca de 95% dos átomos da via láctea estão concentrados no interior das estrelas e a massa total dos átomos forma cerca de 10% da massa da galáxia. O restante da massa é matéria escura desconhecida.
Nucleossíntese
Os protões e elétrons estáveis apareceram um segundo depois do Big Bang.
Durante os três minutos seguintes, a nucleossíntese primordial produziu a maior parte dos átomos de hélio, lítio e deutério no universo e, provavelmente, alguns dos de berílio e boro.
Os primeiros átomos (completos com elétrons a si ligados) foram, em teoria, criados 380 000 anos após o Big Bang, durante uma era denominada recombinação, quando o universo em expansão arrefeceu o suficiente para permitir aos elétrons ligarem-se aos núcleos.
A partir de então, os núcleos atômicos têm-se combinado no interior das estrelas através de fusão nuclear, produzindo elementos até ao ferro.
Outros isótopos, como o lítio-6, são gerados no espaço através da espalação de raios cósmicos.
Este fenômeno ocorre quando um protão de elevada energia atinge um núcleo atómico, o que causa a ejeção de um grande número de nucleões.
Os elementos mais pesados que o ferro foram produzidos em supernovas através do Processo R e em estrelas AGB através do Processo-S, ambos envolvendo a captura de neutrões pelo núcleo atómico.
Determinados elementos, como o chumbo, foram formados essencialmente através do decaimento radioativo de outros elementos mais pesados.[78]
Terra
A maior parte dos átomos que constituem a Terra e os seres vivos já estavam presentes, na sua forma atual, na nebulosa que formou o sistema solar a partir de uma nuvem molecular.
O restante é o resultado de decaimento radioativo, sendo a proporção entre ambos usada na determinação da idade da Terra através de datação radiométrica.
A maior parte do hélio na crosta da Terra é resultado da emissão alfa.
Há alguns átomos na Terra que não estão presentes desde o início (isto é, que não são primordiais) nem são resultado de decaimento radioativo.
Por exemplo, o carbono-14 é gerado continuamente através dos raios cósmicos na atmosfera.
Alguns átomos são gerados artificialmente, quer deliberadamente ou enquanto subprodutos de reatores ou explosões nucleares.
Entre os elementos transurânicos – aqueles com número atómico superior a 92 – só o neptúnio ocorre naturalmente na Terra.
Os elementos transurânicos têm períodos de vida radioativa mais curtos do que a idade atual da Terra, pelo que algumas quantidades destes elementos já decaíram por completo, à exceção de vestígios de plutónio-244, provavelmente depositado por poeira cósmica.
Os depósitos naturais de plutônio e neptúnio são produzidos por captura de neutrões em minério de urânio.
A Terra contém aproximadamente 1,33 x 1050 átomos.
Existem na atmosfera pequenas quantidade de átomos independentes que formam os gases nobres, como o argônio e o néon.
Os restantes 99% de átomos na atmosfera encontram-se ligados na forma de moléculas, entre as quais dióxido de carbono e oxigénio e nitrogénio diatómicos.
Na superfície terrestre, os átomos combinam-se entre si para formar vários compostos, entre os quais a água o sal, silicatos e óxidos.
Os átomos podem também unir-se para criar materiais mais complexos, como cristais e metais líquidos e sólidos.[91][92]
Formas raras e teóricas
Embora se saiba que os isótopos com número atómico maior do que o chumbo (82) são radioativos, tem sido proposta uma "ilha de estabilidade" na qual se incluiriam números atómicos superiores a 103.
Estes elementos superpesados podem ter um núcleo que seja relativamente estável contra o decaimento radioativo.
O candidato mais provável a um átomo superpesado, o unbi-héxio, possui 126 protões e 184 neutrões.
Cada partícula de matéria possui uma antipartícula de antimatéria correspondente, com carga elétrica oposta.
Assim, o positrão é um antielétron com carga positiva e o antiproton é equivalente ao protão, mas de carga negativa.
O antinêutron não tem carga elétrica, assim como o nêutron.
Por razões ainda desconhecidas, as partículas de antimatéria são raras no universo, pelo que não foram ainda descobertos átomos de antimatéria.
O antihidrogénio, o correspondente antimatéria ao hidrogénio, foi pela primeira vez produzido no laboratório do CERN em Genebra em 1996.
Têm vindo a ser criados mais átomos exóticos, através da substituição de um dos protões, nêutrons ou elétrons por outras partículas com a mesma carga. Por exemplo, é possível substituir um elétron por um muon, mais massivo, dando origem a um átomo muônico.
Este tipo de átomos pode ser usado para testar as hipóteses fundamentais de física.
