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1 – Formação do Sistema Solar
Para se compreender o processo de formação da Terra, tem que se perceber a formação do Sistema Solar.
Isto porque os dois
fenómenos ocorreram ao ao mesmo tempo.
1 – Formação do Sistema Solar
Durante muito tempo tentou-se explicar a formação do Sistema Solar tendo como base teorias Catastrofistas.
Algumas das ideias passavam por: Hipótese da colisão entre duas Estrelas; Hipótese da aproximação entre duas Estrelas.
1 – Formação do Sistema Solar
Hipótese da colisão entre duas Estrelas Segundo esta hipótese o Sol ter-se-á formado primeiro e sem planetas;
Existiria outra Estrela próxima do Sol;
A determinada altura as duas estrelas colidiram;
Como resultado da colisão teriam sido arrancados pequenos pedaços ao
Sol que ao condensarem deram origem aos planetas em seu torno. Esta hipótese veio mais tarde a provar-se errada.
1 – Formação do Sistema Solar
Hipótese da aproximação de duas estrelas (Hipótese Chamberlain) Tal como na hipótese anterior o Sol
formou-se primeiro, sem planetas; Existiria outra estrela relativamente
próxima e muito maior que o Sol; A dada altura as duas estrelas
aproximaram-se o suficiente para que a gravidade da estrela maior puxa-se algum material do Sol.
Esse material acabaria por condensar
e dar origem aos planetas. Esta hipótese tem uma probabilidade
de 1 para 100.000.000.
Em 1755 surge uma nova teoria pela mão de Immanuel Kant; Esta é uma Teoria Gradualista
Uniformitarista;
Segundo este, o Sistema Solar
teve origem numa nuvem de gases e poeiras fria em turbilhão.
Em 1796, Laplace, viria a
melhorar a teoria afirmando que
1 – Formação do Sistema Solar
1 – Formação do Sistema Solar Em 1796, Laplace, viria a melhorar a teoria
afirmando que: A nuvem apresentaria um movimento
rotacional;
Como consequência da gravidade, foi-se
condensando (contraindo); As partículas centrais da nuvem, ao
condensarem-se, deram origem ao Sol;
As outras partículas, lançadas pela força
centrífuga acabariam por dar riegem aos planetas e restantes corpos.
Embora esta hipótese acabaria de tombar perante as leis fundamentais da física.
1 – Formação do Sistema Solar
Partindo das ideias de Kant e Laplace surge que
uma teoria é a
atualmente aceite…
Teoria Nebular
1 – Formação do Sistema Solar
Formação de uma nuvem primordial Rica em elementos pesados; Fria; Grandes dimensões; Constituída por gases e matéria
interestelar.
Devido a força gravítica, a parte central da nuvem condensa e aquece, iniciando um processo de aquecimento.
1 – Formação do Sistema Solar
No núcleo da nebulosa a temperatura ter-se- á elevado a milhões de graus, dando inicio a reacções termonucleares de fusão nuclear.
A velocidade de rotação aumentou ao longo
de milhares de anos o que achatou a nebulosa ao ponto de ficar do tamanho de um disco. A maior parte do material da nebulosa
acumulou-se no centro dando origem ao Sol.
1 – Formação do Sistema Solar
O restante material que não foi incluído no Sol acumulou-se na periferia:
Nas regiões mais internas, e devido às
altas temperaturas, acumulou-se e condensou-se material mais denso e rochoso, o que deu origem aos planetas telúricos ou terrestres.
Nas regiões mais periféricas e devido às
baixas temperaturas, acumulou-se material semelhante ao do Sol, dando origem aos planetas gasosos e de menor densidade.
1 – Formação do Sistema Solar Os planetas assim
formados acabariam por descrever orbitas e entrariam em equilíbrio de forma a interferirem o mínimo umas com as outras.
1 – Formação do Sistema Solar
A Teoria Nebular é actualmente a aceite dado que se encontra de acordo com as características do Sistema Solar:
Os planetas encontram-se, quase todos,
no mesmo plano equatorial; As orbitas são circulares (elipticas);
Os planetas gasosos encontram-se na
parte exterior do sistema solar, e os rochosos no interior.
1 – Formação do Sistema Solar
Esta teoria explica a distribuição dos planetas no Sistema Solar
No exterior devido às baixas
temperaturas o material que condensou era rico em silicatos em gelo. Uma vez que este material se
encontrava em grande quantidade, mas distante do Sol, não foi atraído para este.
Formaram-se os planetas gigantes
ou gasosos, de grandes dimensões e massa elevada, mas baixa densidade.
1 – Formação do Sistema Solar
No interior do Sistema Solar, os gases e outros materiais menos densos foram atraídos para o Sol, deixando apenas os materiais mais densos (silicatos e outros).
Estes aglomeraram-se origem aos planetas
e deram interiores ou
terrestres que são mais pequenos, com menor massa, mas de densidade elevada.
1.2 – Planetas e Pequenos Corpos do Sistema Solar
De acordo com a 26ª Assembleia Geral da União Astronómica Internacional as categorias de corpos do Sistema Solar foram reformuladas. Planetas Principais;
Planetas Secundários;
Planetas Anões;
Pequenos Corpos do Sistema Solar
Sol Trata-se de uma estrela de tamanho médio,
que ocupa a parte central do Sistema Solar;
Possui cerca de 99,86% da massa de todo o Sistema Solar;
Encontra-se a aproximadamente 150
milhões de quilómetros da Terra (1 Unidade Astronómica);
É considerada uma estrela em meia vida, com
cerca de 5000 milhões de anos Existem cerca de 100 milhões de outras estrelas
da mesma classe na nossa galáxia.
Planetas principais Consideram-se planetas principais aqueles
que reúnam as seguintes características: Um corpo que orbite em torno do Sol;
Tal situação não se verifica em Plutão pelo que este foi despromovido.
Apresente gravidade própria; Forma arredondada;
Massa superior a 5x1050Kg;
Diâmetro superior a 800Km;
Apresente um orbita desimpedida planetas.
de outros
Planetas anões Corpo celeste muito
semelhante a um planeta principal;
Orbita em torno do Sol; Possui forma arredondada; A orbita pode não estar
desimpedida; No caso de Plutão, a sua orbita
cruza-se com Neptuno.
Não possuem força gravítica própria, o que os impossibilita de desviar pequenos corpos de colidirem com estes;
Planetas anões
Planetas anões que se situem depois da Neptuno denomina-se de…
Transneptunianos
Encontram-se essencialmente na Cintura de Kuiper;
Apresentam orbitas muito
excêntricas e inclinadas, o que resulta em órbitas muito demoradas.
Plutão
´Éris
Planetas anões Alguns planetas anões localizam-se na Cintura de
Asteróides. É o caso de Ceres;
Este planeta anão orbitam potencialmente colidir com celestes.
numa muitos
zona onde pode pequenos corpos
Planetas secundários Os planetas, de pequenas
dimensões, que giram em torno de planetas principais são conhecidos como planetas secundários, ou satélites naturais.
Existem pelo menos 240 satélites naturais conhecidos;
Alguns são relativamente grandes (algumas são mesmo maiores do que planetas principais) Ganimedes, Titã, Io, Lua, Tritão.
Outras são muito pequenas
(menores do que 5 km) Muitas luas de Júpiter, Deimos e Fobos. Fobos
Ganímedes
Mimas
Planetas secundários Júpiter Neptuno 66 satélites naturais
conhecidos. Ganímedes, Calisto; Io;
Europa…
Saturno 60 satélites naturais
conhecidos. Titã, Mimas, Encélado,
Tétis…
Úrano 27 satélites naturais
conhecidos. Miranda, Umbriel, Oberon,
Titânia…
13 satélites naturais conhecidos.
Tritão, Proteu,Larissa, Galateia…
Marte 2 satélites naturais. Deimos e Fobos
Terra 1 satélite natural Lua
Planetas
Todos os planetas do Sistema apresentam dois tipos de movimento:
Solar
Movimento de Translação Movimento que os planetas principais efetuam em
torno do Sol.
Movimento de Rotação Movimento que os planetas efetuam em torno do
seu próprio eixo.
Planeta
A linha imaginária traçada pelos planetas ao longo do seu movimento em torno do Sol (translação) denomina-se de…
Órbita As órbitas dos planetas são elípticas e
algumas podem ser muito demoradas.
Movimento de Rotação
A maior parte dos planetas do Sistema Solar apresentam um movimento de rotação no sentido inverso ao dos ponteiros.
Sentido Directo No entanto Vénus
apresentam um movimento contrário, isto é, no sentido dos ponteiros do relógio…
Sentido Retrógado
Planetas Do ponto de vista dimensional e físico os
planetas principais podem ainda ser divididos em:
Planetas menores, terrestres ou telúricos Mercúrio, Vénus, Terra e Marte. Pequenas dimensões; Elevadas densidades (material rochoso); Poucos satélites; Movimentos de rotação lentos; O interior destes planetas encontram-se organizados em
camadas. Quanto a localização podem ser classificados em
planetas interiores.
Planetas
Planetas gigantes ou gasosos Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno. Grandes dimensões; Baixa densidade; Constituídos essencialmente por materiais gasosos; Muitos satélites naturais; Movimento de rotação rápido. Quanto a localização podem ser classificados como
planetas exteriores.
Pequenos Corpos do Sistema Solar
Os corpos celestes mais pequenos do Sistema Solar podem dividir-se em três grandes grupos:
Asteróides
Cometas
Meteoróides
Asteróides
Corpos metálicos;
rochosos e/ou
Forma irregulares; Pequenas dimensões, apenas
220 apresentam dimensões superiores a 100km;
Obedecem às leis gerais do
movimento dos planetas.
Asteróides De acordo com as suas
podem ser agrupados em: órbitas
Cintura de Asteróides – localizam-se entre Marte e Júpiter
Asteróides próximos da Terra –
apresentam órbitas muito elípticas e que interceptam a orbita da Terra, pelo que se podem aproximar perigosamente do planeta.
Asteróides Troianos – movimentam-
se ao longo da órbita de Júpiter; Asteróides Centauros – orbitam na
zona externa do Sistema Solar.
Cometas
Na antiguidade os Cometas eram vistos como um prenúncio de desgraça;
Terão sido dos primeiros
corpos celestes a serem descobertos pelo Homem;
O seu nome deriva do
Grego “Komê”, que significa “cabelos da cabeça”.
Cometas
Pequenos corpos com diâmetro compreendido entre 100m e 40km;
Orbitam em torno do Sol, com
órbitas muito excêntricas; Os cometas podem ter origem
na Cintura de Kuiper ou na Nuvem de Cometas de Oort.
Cometa Os cometas são corpos rochosos ricos em gelo; Quando se aproximam do Sol o cometa aquece
e o gelo evapora violentamente dando o aspecto conhecido dos cometas:
Núcleo – parte rochosa do cometa;
Cabeleira – parte brilhante e interior do cometa, que
resulta da vaporização do gelo do núcleo;
Cauda – parte mais visível do cometa que pode atingir milhões de quilómetros.
Meteoróides
Da colisão entre asteróides ou da fragmentação de cometas podem formar-se pequenas partículas rochosos dimensões, que se designam de…
Meteoróides
de várias
Por vezes estes corpos são puxados pela força gravítica da Terra e iniciam a sua descida através da atmosfera.
Meteoróides
Normalmente, e devido as suas reduzidas dimensões, os meteoróides são completamente desgastados pelo atrito entre a atmosfera e a partícula.
Nestes casos forma-se um
rasto luminoso na atmosfera que termina quando toda a partícula está desgastada.
Como o meteoróide não chega
a atingir a superfície da Terra adquirem o nome de meteoros ou estrela cadente
Meteoróides Os fenómenos de Chuva de Estrelas
são frequentes. Resultam normalmente da passagem
da Terra por zonas onde antes passaram cometas, como tal, intercepta os fragmentos deixados pela cauda dos cometas.
Perseides (Agosto) Leónidas (Novembro) Oriónidas (Outubro) Geminídas (Dezembro) Lirídeas (Abril) Eta Aquarídeas (Abril) Giacobinidas (Outubro) em 1933 foram
observadas 20.000 por hora.
Meteoróides
Ocasionalmente os meteoróides são grandes o suficiente e resistem ao desgaste da atmosfera.
Nessas situações podem colidir
violentamente com a superfície e como tal denominam-se de meteoritos.
A cratera vai depender do tipo
de material do meteorito e das dimensões.
Meteoróides
Os meteoritos, de acordo com a sua composição são classificados em:
Sideritos; Siderólitos;
Aerólitos.
1.3 – Terra – acreção e diferenciação
Há cerca de 4600 milhões de anos iniciou-se o processo de formação da Terra.
As pequenas partículas –
planetesimais - que rodeavam o Sol começaram a aglutinar-se.
Por ação da gravidade os
planetesimais atraíram-se uns aos outros acabando por colidir e agregar. A este processo dá-se o nome
de Acreção.
Formação da Terra
À medida que a acreção ia ocorrendo, a Terra ia crescendo em tamanho, formando-se protoplaneta. Baixa densidade; Composição
heterogénea,
um
mas disposição homogénea dos constituintes.
Formação do Planeta
As consecutivas colisões de planetesimais contra o protoplaneta libertaram uma elevada quantidade de energia sobre a forma de calor.
Além disso os elementos presentes radioativos
libertaram grandes quantidades de calor durante o processo decaimento.
Todo esse calor acabou por
fundir todos os materiais do protoplaneta.
Formação do Planeta Dessa forma os materiais mais densos como o ferro e o
níquel afundaram-se em direcção ao centro do planeta.
Por seu lado os silicatos, menos densos, emergiram
para a superfície. Iniciou-se assim um processo de diferenciação.
Formação da Terra Com o passar do tempo a superfície da
Terra foi arrefecendo e dessa forma os materiais foram solidificando, formando uma pequena capa quebradiça…
Crusta primitiva Esta crusta, ainda muito frágil, foi
quebrada e perfurada pelo continuo impacto de meteoritos, permitindo a saída do material ainda fluido que se encontrava por baixo.
Desta forma a crusta primitiva foi sendo
coberta por vastos lençóis de lava que ao solidificar deram origem à crusta actual.
Esta crusta mantém-se a flutuar pois é
menos densa que o material que se encontra logo abaixo.
Formação da Terra Pensa-se que a crusta primitiva
tenha sido totalmente reciclada e que o único mineral que resistiu a esse processo tenha sido o zircão.
A primeira atmosfera que a Terra
teve formou-se a partir dos gases que capturou da nebulosa solar primitiva, no entanto os ventos solares acabariam por a remover.
Mais tarde por ação do
vulcanismo, foram libertados grandes quantidades de gases (CO2, N2, H2O; CH4 e NH4 mas sem O2)que viriam a formar a atmosfera atual.
2 – A Terra e os planetas telúricos
Os planetas telúricos ter-se-ão formados todos ao mesmo tempo. Numa primeira análise parecem-se muito uns com os outros:
Tamanho; Massa; Densidade; Número de satélites naturais; Período de rotação; Período de translação; Composição; Estrutura interna.
Métodos utilizados na Geologia Planetária
O estudo dos Planeta, que não a Terra, representa um problema logístico dado que não nos encontramos nesses locais.
Muitas vezes os estudo têm que ser feitos
remotamente.
Entre as Ciências encarregues pelo estudo
dos planetas há a salientar: Física; Química; Geografia; Topografia; Óptica.
E obviamente a Geologia, pois os planetas de maior interesse no momento são os planetas Telúricos.
Os parâmetros mais estudados pela Geologia Planetária são: Estrutura interna dos Planetas. Mediante o estudo da densidade, campo
gravitacional e magnético, sismologia, temperatura e meteoritos.
Métodos utilizados na Geologia Planetária
Composição Fazendo análises locais… ou espectrais remotas.
Métodos utilizados na Geologia Planetária
Cronologia relativa Ou mesmo absoluta usando
radiométricos. métodos
Métodos utilizados na Geologia Planetária
Métodos utilizados na Geologia Planetária
O estudo das formas e morfologias presentes nos planetas é feito por comparação com estruturas existentes na Terra.
Compreendendo a formação na Terra é possível
indagar os processos de formação nos restantes planetas. Teoria Uniformitarista
Assim distinguem-se as seguintes estruturas: Endógenas; Exóticas; Exógenas.
Estruturas endógenas
Resultam da ação de processos e forças que atuam no interior dos planetas: Dobras;
Falhas;
Fissuras;
Cones vulcânicos;
Filões…
Estruturas exógenas
Resultam de processos superfície do planeta: Rios
que ocorrem na
Dunas; Ravinamentos.
Planetas Telúricos, sua classificação geológica
Os planetas telúricos podem ser classificados em:
Geologicamente ativos Planetas nos quais é possível observar ou detetar
sinais de dinâmica externa e/ou interna, tais como, erupções vulcânicas, sismos, escorrência de água.
Geologicamente inativos Planetas que não reúnam as características
anteriores são considerados inativos.
O caso da Terra É um planeta geologicamente ativo,
que ao nível endógeno como exógeno.
A energia necessária para a
atividade geológica interna provém:
Radioactividade – o material rochoso
que constitui a Terra é rico em material radioactivo, o seu decaimento liberta grandes quantidades de energia.
Efeitos das marés – a combinação das
posições da Terra, Sol e Lua interfere nos campos gravíticos destes astros. Na Terra este efeito origina ciclos alternados de contrações e de dilatações com consequente libertação de energia.
O caso da Terra
Bombardeamento primitivo – durante a fase de acreção, as colisões continuas aqueceram o planeta ao ponto de fundir toda a rocha, esse calor ainda subsiste.
Contração gravitacional –
durante a fase de diferenciação os materiais envolventes do núcleo foram atraídos em direção ao centro da Terra. Este processo implicou um aumento de pressão e consequentemente a temperatura. Neste caso a força gravítica transformou-se em energia térmica.
O caso da Terra Por sua vez, a energia necessária
para a atividade geológica externa provém:
Sol – é Sol o responsável pelos
agentes de erosão e que modelam a superfície da Terra.
Atividade vulcânica –
essencialmente ao nível dos rifts, pois o calor ai libertado aquece a água do mar que por sua vez condiciona o aquecimento da atmosfera e toda uma série de alterações climáticas.
Impactismo – embora muito
reduzidos, os impactos de corpos celestes ainda hoje ocorrem, estes fenómenos modelam na actualidade a superfície da Terra.
Restantes planetas Telúricos
Atualmente, Mercúrio e Marte são considerados inativos do ponto de vista geológico.
Vénus por seu lado apresenta
atividade eventualmente que é
vulcânica e sísmica pelo
considerado geologicamente ativo.
2.2 Sistema Terra-Lua, um exemplo paradigmático
Entre a Terra e a Lua existe interação gravitacional.
Pelo que
forte
os se
referem a estes planetas como planeta duplo.
investigadores
Terra-Lua
A força gravítica da Lua sobre a Terra é tal que gera as marés;
Diminui a velocidade de rotação da
Terra em cerca de 0,0018 segundos por século.
O efeito das marés leva a que a Lua
se afaste da Terra cerca de 3,8 cm por ano.
Dá origem a que a rotação da Lua
seja síncrona com a sua translação.
A Lu a é o "nosso " sat elite, l..ltf l pou co a noss a se gurida casa no espaço. o se gundo objecto mais bri' ante nos céus.
R elativamen[e à genese d a L ua , os dados mais re centesr obtidos oel.a anãlis.e das rochas lu nares, c on duziram-lílos ã teorija hoje mais ge ai ente ace"te: a do i pacto. Estra teona supõe que a 1 erra e ocou r:om u obje c:t o pelo meri o;, jo Q r onde como M.:Jrt e_ tenóo- e formcido ci LuJ .._, pJr ir o ci eriJl enttlo ejec .:too dJ Ter r;J,
A sua prox·m·da de da Terra [ern média 3BQ. 00 l< rn} fez c om que fosse o pri eiro objecto da exploração planetária. Foi o primeiro objec to extrater restre onde pousou uma sonda [a sonda soviétic a Luna 2 . ern 1959] e. claro. atê ao orn e to_ o Cinic o ci )er vi sit.tJdo por ·)ere·) num anos.. Foi t mbém o único objer to i::d i:Jterrest re o d e )e co her am a mos r e solo s. e roc has (u m .ot a' de 382 kg' ,depois. tr a?idas pa ri:t ;:u1ã ise ai a a Te ra, onde. 30 21rios dep oii.: , contirr- u ':i a ser estudadas.
1 tlluto GeafTlca dá U nlJJe.rsJdade de Cal mbra (adapTáda) l. Como s.e ri a a Te rra se a L a nunca ivesse ex1s ido?
Lua
Temperatura -200ºC a 130ºC.
Ausência de atmosfera Devido a sua reduzida massa.
Erosão quase inexistente Devido a inexistência de vento ou água
no estado líquido.
Trata-se por isso de um planeta geologicamente inativo.
Mares lunares – Regiões planas, mais escuras, constituídas por basaltos.
Continentes Regiões mais
lunares – claras e
escarpadas, refletem mais luz e são constituídas por anortosito.
Crateras lunares – resultam do impacto de corpos celestes, visíveis que nos mares como nos continentes.
Lua, um fóssil
As rochas mais antigas da Terra datam de à 3800 M.a., logo não há forma de conhecer o que se passou nos 800 M.a. Inciais.
No entanto a Lua permite-nos isso pois… Dado que a Lua se encontra
geologicamente inativo e que não ocorrem fenómenos de erosão, considera- se um “fóssil” do Sistema Solar.
A origem da Lua é controversa, existindo
vária teorias explicativas quanto à sua formação: Pode ter sido capturada pela força gravítica da
Terra; Pode ter-se formado a partir de uma colisão da
Terra e um planeta menor.
3 – A Terra, um planeta único a proteger
Área total: 510x106Km2
Área dos Continentes:
148x106Km2
Área dos Oceanos:
362x106Km2
Continentes
Constituídos essencialmente granítica;
por rocha
Representa uma pequena parte da crusta terrestre, cerca de um terço;
Distribuição irregular;
65% no hemisfério Norte.
Continentes
Quanto a geologia e morfologia é possível distinguir três elementos característicos:
Escudos
Plataformas
Cadeias montanhosas
Escudos Também
como cratões; conhecidos
Extensas áreas continentais com idades superiores a 600 M.a.;
Com história geológica
muito variada: Dobras; Falhas; Intrusões graníticas; Áreas de metamorfismo.
Plataformas
Os cratões são regiões aplanadas que podem ser recobertos por sequências sedimentares de origem marinha;
Podem atingir vários quilómetros de espessura.
Cadeias Montanhosas
As cadeias montanhosas são zonas de grande relevo;
Resultam de processos que envolvem,
geralmente, de orogenia: Colisão de placas litosféricas; Atividade magmática; Atividade metamórfica.
Estas regiões de crusta continental
podem em tempo ter correspondido em tempos a bacias de sedimentação que se localizavam entre dois continentes.
Orogenia Quando ocorre a colisão entre placas podem surgir duas
situações: Colisão entre placa oceânica – placa continental Nesta situação a placa mais densa mergulha por debaixo da menos
densa, dando origem a subducção.
Colisão entre placas continentais Por vezes a subducção também ocorre entre duas placas continentais.
Inicialmente ocorre deformação das rochas, essencialmente dobras, e posteriormente pode ocorrer transporte de massas rochosas, aquilo a que chamamos carreamento.
Em ambas as situações é comum ocorrer fenómenos de metamorfismo e eventualmente fenómenos de vulcanismo por fusão da rocha das placas.
Orogenia
Quando as cadeias montanhosas ficam expostas aos agentes erosivos, os sedimentos depositam- se nas plataformas continentais ou fundos dos oceanos, transformando-se em material que irá ser submetido a outra fase orogénica.
Desenvolvem-se assim ciclos orogénicos.
Oceanos Os oceanos cobrem cerca
de 75% da superfície terrestre.
São o principal reservatório
de água do planeta.
Só o Oceano Pacífico
corresponde a mais de metade da área oceânica total.
Oceanos
Tal como nos continentes é possível distinguir diferentes regiões nos fundos oceânicos:
Plataforma continental; Talude Continental; Planície Abissal; Crista Médio Oceânica; Fossas Oceânicas.