do a Terra Capitulo -1

5/13/2018 do a Terra Capitulo -1

1/26


2/26

2 DECIFRANDO A TERRA

( . ~Pbn'" em que vivernos e forrnado pelo mes-mo material que comp6e os demais corpos

do Sistema Solar e tudo 0mais que faz parte de nossoUniverse. Assim, a origem da Terra esta ligada intrin-secarnente a formacao do Sol, dos demais planetasdo Sistema Solar e de todas as estrelas a partir de nu-yens de gis e poeira interes telar. Por 15S0, na investigacaoda origem e evolucao de nosso planeta, e necessariorecorrer a uma analise do espac,:oexterior mais longin-guo e, ao mesrno tempo, a s evidencias gue temos dopassado rnais remoto. Com base nas inforrnacoesdecorrentes de diversos campos da Ciencia (Ffsica,Quimica, Astronomia, Astrofisica, Cosmoquimica),bern como estudando a natureza do material terrestre(cornposicao quimica, fases minerais, etc.), ji foramobtidas respostas para algumas importantes questoesque dizem respeito a nossa existencia: Como se formararn os elementos quimicos? Como se formaram as estrelas? Como se formaram os planetas do Sistema Solar. Qual e a idade da Terra e do Sistema Solar? Qual e a idade do Universo? Qual e 0 futuro do Sistema Solar, e do proprioUniverso?

Para as quatro primeiras perguntas ji existem evi-dericias suficientes para estabelecer uma razoavelconfianca nos pesquisadores em relacao a s suas teori-as, baseadas no conhecimento cientifico, tanto teoricocomo pratico, observacional ou experimental. A quintae a sexta talvez tambem possam vir a ser respondidasa contento com a progresso da Ciencia,

Contudo, 0 que existia antes do Universe? Para estapergunta ainda nao temos esperanc;a de resposta nocampo do conhecimento cientifico convencional, e talquestao perrnanecera como objeto de~consideracoesfilos6ficas e metafisicas - tema de ambito das diferen-tes religioes, cujos dogmas implicam a presenc,:a deurn Criador, exercendo sua vontade superior.

1.1Estrutura do UniversoA Astronomia nos ensina que existern incontaveis

estrelas no ceu, Ao mesmo tempo, observamos queelas se dispoern de uma maneira ordenada, segundohierarquia . As estrelas agrupam-se primeiramente emgalaxias, cujas dimensoes sao da ordem de 100.000anos-luz (discincia percorrida a velocidade da luz, 300mil km!s, durante um ano). As figuras 1.1 e 1.2 apre-scntam dois exemplos comuns de galaxias: tipo elipticoe tipo espiral. A estrutura interna das gal:ixias po de

F ig . 1 .1 A gol6xio gigonte de Andromeda (tipo eliptico) - a mais pr6xima do nosso Sistema Solar (2,4 milhoes de onos-Iuz) - com Sa!nucleo denso e brilhonte contendo bilhoes de estrelos. Fonte: NASA.__"",..Fotomontagem Terra e Lua, NASA.


3/26

CApiTULO 1 0 PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS 3 .

Fig. 1.2 Exemplo de uma galaxio do tipo espiral (NGC1232).Fonte: NASA

center mais de 100 bilhoes de estrelas de todas as di-mensoe s, com incontaveis particularidades. Porexemplo, entre as descobertas que vern sendo alvo deestudos radio-astronornicos estao os quasars, objetospeculiares com dimensao semelhante a do nosso Sis-tema Solar, mas contendo imensa quantidade de energiae brilhando com extrema intensidade.As galaxia po-dem conter enormes espas:os interestelares de baixadensidade, mas tambem regioes de densidade extre-ma. Os assim chamados buracos negros podem sugarqualquer materia das proximidades, em virtude de suagigantesca energia gravitacional. _ em mesrno a luzcon segue escapar clos buracos negros, e 0 seu estudoe urn clos tern as de fronteira da Astronomia.

A Via Lactea e tarnbern uma galaxia do tipo es-piral, sendo que 0 Sol - a estrela central de nossoSistema Solar - esta situado num de seus braces peri-fericos, A Via Lactea possui tarnbern U rn nucleo central,onde aparecem agrupamentos de estrelas jovens.

As galaxias, POt sua vez, se agrupam nos assimchamados aglornetados) que podem conter entre al-gumas dezenas a alguns milhares de galaxias. A ViaLactea pertence ao chamado Grupo Local, que incluitarnbern a gahl.xia de Andromeda e as Nuvens deMagalhaes. Finalmente, 0 maier myel hierarquico do

Universe e 0 de superaglomerados, compostos de atedezenas de milhares de galaxias, e com extensoes queatingem centenas de milhoes de anos-Iuz ... ,

As observacoes astron6micas nos conduzem a pelomenos duas reflexoes relevantes para os temas da ori-gem do Universe e da materia nele concentrada:

uma visao retrospectiva, visto que a observacaodas feicoes mais distantes nos leva ii informacao deepocas passadas, quando os objetos observados erammais jovens, Sao as observacoes das regioes no limitedo observavel, que refletern evcntos ocorridos ha va-rios bilhoes de anos (Fig. 1.3);

Fig. 1.3 Imagem obtida pelo telesc6pio Hubble numo das par-tes mais distontes do Sistema Solar. Os tres objetos com raiossao estrelas, enquanto os demois objetos visfveis sao galaxi-as: coda uma delas contendo muitos bilhoes de estrelas. Osobjetos menores e menos luminosos 560 galaxias que distamcerca de 11 bilhoes de anos-Iuz em relocno 00 Sistema Solar.Fonte NASA.


4/26


uma visao comparativa, que possibilita a re-construcao do cielo de evolucao estelar, visto quecxiste uma grande diversidade de tipologia nas es-tre las, em r ela cao it sua massa, tamanho, cor,temperatura, idade, etc. Embora se saiba que a vidade uma estrela e muito longa, da ordem de diver-50S bilhoes de anos, 0 grande numero de estrelasdisponiveis para obscrvacao faz com que seja pos-sivel verificar a ex.stericia de muitas delas emdiferenres fases da evolucao estelar, desde a suaformacao ate 0 seu desaparecimento ou a sua trans-formacao em outro objero diferente do Universe.o Universe encontra-se em expansao, Nao e a dis-

tancia entre as estrelas de uma galaxia que cstaaumentando, e nem a distancia entre as galaxias de urnaglomerado, visto que tanto as primeiras como as ultimas esrao ligadas entre si pela atracao da gravidade.A expansao do Universe significa que aumenta conti-nuamente 0 espac;o entre os aglomerados galacticosque nao estao suficienternente ligados pela atracaogravitacional. A velocidade desta expansao e dada pelaeonstante de Hubble, ainda nao deterrninada comgrande precisao, e que presentemente parece se situarproxima de 18 km/s.106 anos-Iuz, Se 0 nosso Univer-so for "aberto", este valor perrnanecera constante, oupodera aurnentar no futuro. Se entretanto 0 Universefor "fechado", a velocidade de expansao diminuiracom 0tempo, tended a anular-se e em seguida rorna-ra valores negativos caractcr isticos de contracao.

A Astronomia ainda nao esta segura quanto a na-tureza aberta ou fechada do Universe, pois isto dependede sua densidade media, cujo valor nao se encontraestabelecido adequadamente, 0valor limite entreUniverso aberto e fechado, chamado de densidadecritica, e dado por Po = 3 H02/ 8nG, onde Ho e aconstante de Hubble eGa constante gravitacional.Para 0valor mencionado acima de Ho a densidadecritica e de 6,5 x 10.30 g/ cm'', Observacoes recentes(ver os cornentarios finais deste capitulo) sugerem quea densidade media tern valor inferior ao critico, indi-cando uin Universo aberto, portanto tendendo aexpandir-se para sempre. Entretanto, e dificil mediressa densidade em virtude da existencia da chamadamateria escura, de complicada caracterizacao e de pre-senca ubiqua em todo 0 espac;:o interestelar, Estematerial, virtualmente invisivel, consist~ de neutrinos epossivelmente de outras particulas desconhecidas quemteragem apenas por forcas de gravidade corn a ma-teria conhecida. Muitos cientistas acreditam que estamateria invisivel estaria presente no Universe em quan-

tidade muito superior a da materia visivel, e nesse casoa densidade media poderia superar 0 valor critico,apontando assim para urn Uruverso "fechado",

1.2 Como Nasceu 0UniversoSe nosso Universo for fechado, isto e, se sua densida-

de media for superior a 6,5 x 10.30 g/cm3, sua velocidadede expansao devera dirninuir ate anular-se, e em seguidaele devera implodir sobre si mesmo, nurn colossalc o s m o c r u n c b , no futuro longinquo, daqui a rriuitas dezenasde bilhoes de anos, Toda a materia estara reunida numasingulariclade, urn espa


5/26

CApiTULO 1 0 PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS 5

Tabela 1.1 Cronologia do Big Bang, mostrando que Tempo e Espoco sao grandezos flsicosque nasceram [unto com a Grande Explosdo.

Tempo Raiodo universo Temperatura (K) Eventos . .(metros) .

Zero (inidal) Zero

5,4 x 10-445 1,6 x 10-35

10435 3 x 10.35

10355 3 X 10.27

10-33 - 10 -32 S 3 X 10-27ate 0,110.105 0,1310-95 0,4

Infinita

1032

1015

7,5 x 1013

300 1,3 x 10 J33,3xl012~1012

10-35 1,4 X 1010300,0003 X 109 4, 1 X 10 9105

100 s 1,5 X 109

6,6 x 1021 3.00000.000 anos

Obs: u = 1,660540 x 10 27 kg.Com a expansao e a criayao continua do espayo, fo-

ram surgindo as quatro forcas fundamentals da naturezaque incluem a forca eletromagnetica, as forcas nuclearesforte e fraca (que 56 tern influencia no interior do nucleoatomico), e a forca da gravidade que, de longe, e a rnaisfamiliar a todos nos. Contudo, a forca da gravidade porser muito fraea e dificil de ser medida (na verdade, suamedida equivale a constante G). Houve tambern umafase de expansao extremamente rapida (fase inflaciona-ria), em que a velocidade da expansao foi ate maior doque a velocidade da luz. Com base nesse modelo, osastrofisicos explicam as feicoes an6malas observadas emnOS50Universo. Implica tarnbern que pode ter-se origi-nado da mesma forma uma quanti dade enorme deoutros universes que jamais serernos capazes de conhe-

Aporecimento de espoco, tempo e energia.

Fim do periodo Planckiano.

Seporocoo do Gravidode.Seporocoo das forces Nuclear-Forte e EIMrica-fraca.Foseinilocionorio.

Sepnrocoo dos forces Nuclear-Fraco e Eletromoqneticc.

Estabilimm-se os quarks do tipo t (mossa - 50 u) .Estabilizam-se os quarks do tipo b (massa = 5 u).Estabilizam-se os quarks do tipo c (massa =1 ,8 u) .Estabilizam-se os quarks do tipo 5, d e u (massas 0,5 - 0,4 u).Estabilizam-se protons e neutrons.

Estabilizam-se os nucleos 2 H (energia de ligo


6/26


rnilhao de anos de vida, a temperatura do Universe en-contrava-se em cerca de 3.000 K, e a energia estavasuficientemente baixa para perrnirir aos atornos per mane-cerern estaveis, Com a captura dos eletrons pelos atornosem (orrnacao, 0Universo embrionario tornou-se trans-parente a luz, sendo constituido por H (74%), He (26%),alern de quantidades muito diminutas de Li e Be.

Por outro lado, quando a temperatura decresceu paravalores abaixo de ~ouns milhoes de graus, nenhum ou-tro elernento teve condicao de ser criado. As estrelas e asgaliixias formaram-se mais tarde, quando 0 resfriarnentogeneralizado perrnitiu que a materia viesse a se confinarem imensas nuvens de gas. Estas, posteriormente, entra-riam em colapso gravitacional pela acao da forca degravidade, e seus nucleos se aqueceriam, levan do a for-macae das primeiras estrelas. As primeiras galaxiassurgiram por volta de 13 bilhoes de anos arras. A ViaLacrea tern aproximadamente 8 bilhoes de anos de ida-de e dentro dela 0 nosso Sistema Solar originou-se hicerca de 4,6 bilhoes de ana _

1.3Evolucao Estelar eFormacao dos Elementos-0 Universe em expansao havia yariacges de d~n-

sidade como em gigaE.t~_


7/26

CAp iTULO 1 0 PlANETA TERRA E SUAS OR IGENS 7

As estrelas nascem pela radicalizacao do processode contracao, a partir das mencionadas 1l.uy~s~as~OAas} constituidas quimicamente par g~equantidade de Hid~fl~.9 e-.H~alem de algunsoutros gases e particulas solidas que integram a pod-ra interestelar (Fig. 1.4). Observacoes astronomicasrevel am regioes on de esta ocorrendo 0 fenomeno ciaformacao de estrelas, em nebulosas de enorme massae baixa densidade. 0in tenor destas, um volumemenor com densidade ligeiramente mais alta entra emautocontracao, e 0 material tende ao colapso produ-zindo urna esfera, na regiao central, tornando-se umaproto-estrela, Dai em diante continuara a contrair paracompensar a perda de calor pela sua superficie, de-senvolvendo temp eraturasprogressivamente mais eleva-das em seu centro.

e olucao das estrelas, talcomo sera relatada a seguir,encontra-se sintetizada na Fig.1.5, que representa 0diagra-rna de Hertzsprung-Russel(H-R). Neste grafico, a maio-ria das estrelas sirua-se perto dacurva representada, desde 0canto inferior direito (baixatemperatura e baixa Iurninosi-dade) ate 0 canto superioresquerdo (alta temperatura ealta lurninosidade). Esta regiaono diagrama e a denominadaSequencia Principal, com aestrela de rnassa unitaria (Sol =1MJ ocupando a posicao cen-tral. Uma certa concentracao deestrelas apa:rece acima e para adireita da Sequencia Principal,enquanto apenas algumas apa-recem abaixd dela.

Quando urna estrela nasce,seu material esta ainda muitodiluido e expandido. Sua tem-peratura superficial e baixa, demodo a situar-se na porcao in-ferior direita do diagrama H-R.Com sua contracao, temperatu-ra e luminosidade aurnentam, ea estrela vai ocupando posicoessucessivamente mais para cirna

e mais para a esquerda no diagrama. A queima deHidrogenio - a reacao terrnonuclear caracteristica dasestrelas que se situam na Sequencia Principal, em quepela fusao de quat~o nucleos de Hidrogenio forma-seurn de 4He - inicia-se quando as ternperaruras centraisda estrela em formacao atingem 107 K. Esta reacao Jibe-ra runa imensa quantidade de enetgia, muitos rnilhoes deezes superior aquela que seria causada pela queima qui-mica do H. Desta forma, a estrela pode continuarq.ucirru:mOO-H-duranre-bllh6es de anos, como e 0 caso do~sto que ta l producao de energia compensa e equ.i-libra a tendencia a contracao pela a


8/26


A queima do H no ~~-f?-LJ s, onde ate~tur.a e m-arima, pwdu-z -He, elemento quepermanece onde e formado, visto que 0 calor pro-duzido e transferido para as camadas mais externasPOt radiacao, e nao por COllVeC


9/26

CApiTULO 1 0 PLANETA T ER R A E S UA S O R IG EN S 9

Fig. 1.6 Exemplo de fase de supernova. Nebulosa com formatode uma "ornpulheto", mostrando os oneis ejetodos de gases (N,H, 0) resultontes de sua explosdo. Fotogrofio tomada do teles-copio Hubble. Fonte: NASA

tes, de gigante vermelha e de supergigante verme-Iha, mas dirninui a temperatura de sua superficie,por causa da expansao, As estrelas se deslocam en-tao para a parte superior direita do diagrama (Fig.1.4). Por outro lado, com a perda de luminosidadeque antecede a morte das estrelas, as arias brancasvao se situar na parte inferior do diagrama, abaixoda Sequencia Principal.

Assim, os elementos cons tituintes do Universoforam formados em parte durante a nucleogenese,nos tempos que se sucederam ao B ig B an g (basica-mente H e He), ou entao foram sintetizados nointerior das estrelas em processos denorninadosgenericamente de nucleossintese. Aqueles com rni-mero atornico inter media rio entre 0He e 0 Fe

formaram-se durante a evolucao das estrelas, naspartes centrais das gigantes vermelhas, enguantoaqueles com nurnero atornico superior ao do Fe ori-ginaram-se unicafncnte naqueles instantes migiZosd;:-s explo.s.6e- das sUl2ewov.as. Ao mesmo tempo,desaparecendo a estrela-rnae, toda a sua materia foidevolvida ao espa


10/26


Tabela 1.2 Abundcncio Solar dos elementos. Embora existam diferencos de estrela para estrela, por causada propria dinornico interna, a obundcncio solar e tida como um valor medic representativo da constituicoo

quirnico do Universo, tornbern chamada obundoncio cesmico (valores em afomos!l (Si).

Z Elemento Abundancia Z Elemento Abundimcia Z Elemento AbundanciaH 2,72x101O 29 C u 514 58 C e 1,16

2 He 2,18x109 30 Z n 1.260 59 P r 0,1743 Li 59,7 31 G a 37,8 60 N d 0,836,4 Be 0,78 32 G e 118 62 S m 0,2615 B 24 33 A s 6,79 63 E u 0,09726 C 1,21x107 34 S e 62,1 64 G d 0,3317 N 2,48x106 35 B r 11,8 65 T b 0,05898 0 2,01x107 36 K r 45,3 66 Dy 0,3989 F 843 37 R b 7,09 67 He 0,087510 N e 3,76x106 38 S r 23,8 68 E r 0,25311 N@ 5,70x104 39 Y 4,64 69 T m 0,038612 M g 1,075x106 40 Z r 10,7 70 Yb 0,24313 A I 8,49x1 D 41 N b 0,71 71 L u 0,036914 S i 1,00x1 06 42 Me 2,52 72 Hf 0,17615 P 1,04x104 44 R u 1,86 73 T a 0,022616 S 5,15x105 45 R h 0,344 74 W 0,13717 C I 5.240 46 P d 1,39 75 R e 0,050718 A r 1,04x105 47 A g 0,529 76 O s 0,71719 K 3,770 48 C d 1,69 77 I r 0,66020 C a 6,11x104 49 I n 0,184 78 P t 1,3721 Sc 33,8 50 S n 3,82 79 A u 0,18622 T i 2.400 51 S b 0,352 80 Hg 0,5223 V 295 52 T e 4,91 81 T i 0,18424 C r 1,34x1 D 53 0.90 82 P b 3,1525 M n 9.510 54 X e 4,35 83 B i 0,14426 F e 9,00x105 i.- 55 C s 0,372 90 T h 0,033527 C o 2.250 56 B a 4,36 92 U 0,009028 N i 4,93x104 57 L a 0,448

Fonte: Anders & Ebihara, 1982.


11/26

CAPiTULO 1 0 PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS 11

II 1.4 0 Sistema SolarNosso Sol e uma estrela de media grandeza, ocu-

pando a posicao central na Sequencia Principal nodiagrama H-R (Fig. 1.5). Como tal, encontra-se for-mando I-Ie pela queima de H, ha cere a de 4,6 bilhcesde anos. Possivelmente, perrnanecera nesta faseporoutros tantos bilhoes de anos, ante de evoluir paraa fase de gigante vermelha, ana branca, e finalmen-te tornar-se uma ana negra.

Os dernais corpos que pertencem ao SistemaSolar (planetas, sate lites, aster6ides, cometas,alern de poeira e gas) formaram-se ao mesmo tem-po em que sua estrela central. Isro coo fete ao sistemauma organizacao harmonica no tocante idistribui-c;:ao de sua massa e as trajetorias orbitais de seuscorpos maio res, os planetas e atelites, A mas a dosistema (99,8 %) concentra-se no Sol, com os pla-netas girando ao seu redor, em orbitas elipticas depequena excentricidade, virtualmente coplanares,segundo um plano basico denominado ecliptica.1 este plano estao as entadas, com pequenas incli-nacoes, as 6rbitas de todos os planetas, e entre Martee Jupiter orbitam tambern numerosos aster6ides.Por sua vez, a grande maioria dos cometas par ceseguir tamb ern orb itas p r o xi ma s do plano daecliptica. 0 movimento de todos estes corpos aoredor do Sol concentra praticamente todo 0 mo-mento angular do sistema.

A Tabela 1.3 rune os principais parametres fi-sicos dos planetas do Sistema Solar. Sao, de dentropara fora do sistema: Mercurio, Venus, Terra, Mar-te, Jupiter, Saturno, Urano, Jetuno e Plutao, Pode-severificar que suas distancias em relacao ao Sol obe-decem a uma relacao empirica (a denominada 'leide Titius-Bode '), proposta por JE. Bode

d = 0,4 + 0,3 x 2nna qual d e a distancia heliocentrica em unidades

astronornicas (UA = distancia media entre a Terrae 0Sol, equivalente a cerca de 150 milhoes de km),e n e igual a -00 para Mercurio, zero para Venus, etern nurneros de 1 a 8 para os planetas (Terra atePlutao). Os asreroides tern n= 3.

As caracteristicas geometricas, cinernaticas e di-narnicas dos planetas do Sistema Solar foramcondicionadas pela sua ongem com urn. Os plane-tas podem ser classificados em internos (outcrrestres, ou tehiricos) e exrernos (ou jovianos). Pela

Fig. 1.7 0 Sistema Solar. Os quotro planetas internos situ-om-se rncis perto do Sol e sao rochosos e menores emlamanho, enquanto os quatro plonetas externos sao gigantes;estes possuem sotelites rnojoritorornente qcsosos e com no-cleos rochosos. 0 planeta mois distante, Plutoo, e um pequenocorpo congelado de metano, agua e rocha. Notar 0 cinturcode osteroides que se local izo ent re 0 grupo de planetas inter-nos e externos.

Tabela 1.3, verifica-se que os planetas internos pos-suem massa pequena e densidade media semelhantea da Terra, da ordem de 5 g/ ern', enquanto que osplanetas externos possuem massa grande e dens i-dade media proxima a do Sol. Os incontaveis corposde dimens6es menores, que orbitam no cinturao deasteroides (0 maier asteroide conhecido, Ceres, terndiametro da ordem de 970 km), apresentam caracte-risticas variaveis, porern mais assemelhadas aquelasdos planetas internes. Os planetas internos pOSS~l-em poucos satelires e atmosferas finas e rarefeitas.Ja os planetas externos possuem normalmente maissatelires e suas atmosferas sao muito espessas e decornposicao rnuito parecida a do Sol, com predomi-nancia de H e He.


12/26

12 DEC IFRANDO A TERRA

Tabela 1.3 Para metros fisicos dos planetas do Sistema Solar.Planeto Mercurio Venus Terra Marte Jupiter Saturno Urano Nefuno Plutfro

Raio(R$l 0,38 0,95 0,53 11-,21 9,45 4 3,88 0,18Massa(MJ 0,055 0,S14 0,104 317,7, 99,66 14,53 17,06 0,002Densidode(g/cm 3) 5,4 5,2 5,5 3,9 1,3 0,7 1,3 1,6 2Atmosfera (% ) CO2 (96) N (7S) CO2 (95) H (78) H (78) H+He (15) H+He (10)N (3) (21) N (3) He (20) He (20) H20, CH4, Hp,CHj,NH3 (60) NH3 (60)Sotelites 2 16 1S 15 8Distoncio (UA) 0,39 0,72 1,52 5,2 9,55 19,19 30,11 39,53Durocco do ano 88 225 365 1 /. 687 4.347 10.775 30.680 60.266 90.582dies terrestresRotocoo (dia) 58,6 -243 0,99 1,03 0,41 0,45 -0,72 0,67 -6,39Excentricidade 0,21 0,01 0,02 0,09 0,05 0,06 0,05 0,01 0,25Dlcrnetro do 4.879 12.104 12.756 6.794 142.984 120.536 51.118 49.528 2.300equodor (km)lnciinoceo orbital 7,00 3,39 a 1,85 1,31 2,49 0,77 1,77 17,15

ReI e Mm, respectivornente, roio (6.378km) e mosso (5,9Sx1021t) do Terra.

As diferencas fundamentais entre planetas internese externos podem ser atribuidas a sua evolucao qui-mica primitiva. Basicamente, os ultirnos sao gigantesgasosos, com constituicao quimica similar a cia nebu-losa solar, enquanto que os internes sao constituidosde material rnais denso. Como sed. descrito adiante,tais diferencas, a partir de uma quim.ica inicial similar,se devem a urn evenro de alta temperatura que ocor-reu numa fase precoce cia evolucao dos sistemasplanetarios, responsavel pela perda de elementos vo-Iateis pelos planetas internes.

Segundo os modelos rnais aceitos (por exemplo 0de Safronov, 1972), a origem do Sistema Solar re-monta a uma nebulosa de gas e poeira cosmica, comcornposicao quimica correspondente a abundanciasolar dos elementos (Tabela 1.2). A nebulosa tinha for-ma de urn disco achatado, em lenta rotacao. 1 osprimordios da evolucao, ocasiao em que a sua estrelacentral, 0 Sol, iniciava seus processos inrernos de fu-

sao nuclear, a temperatura de toda a regiao rnais lnter-na, pouco aquern da orbita de Jupiter, permaneciaelevada.. Com 0 resfriarnento gradativo, pela perda deenergia por radiacao, parte do gas incandescentecondensou-se em particulas solidas, iniciando 0pro-cesso de acrescao planetaria, mediante colisces entretais particulas, guiadas pela atracao gravitacional.

Provavelmente formaram-se no estagio inicial al-guns aneis com concentracao maior de material solido,separados por espac;:os com menor concentracao, Amedida que ocorreu 0 resfriamento, 0 material dosantis f01 se concentrando em corpos com dirnensoesda ordem de urn quil6metro, ou pouco maier(planetesimosj, que posteriormente se aglomeraramem carpos a.inda maiores (protoplanetas). Finalrnente,estes varreram as respectivas orbitas, atraindo para si,pela a


13/26

CAPi tULO 1 0 PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS 13

acrescao planetaria, estima-se que, numa escala de tem-po cosrnica, de foi rnuito rapido, pois a cristalizacaode corpos diferenciados, conforme sera visto a se-guir, ocorreu no maximo 200 ou 300 milhoes de anosap6s os processos de nucleossintese que originaram anebulosa solar.o processo de acrcscao planetaria, extrernamen-te complexo, na o e totalmente conhecido, de talmodo que os modelos nao explicam adequadamen-te todas as particularidades observada nos planetase satelites do Sistema Solar. Independentemente domodelo eseolhido, pareee que 0 estagio inieial daformacao planetaria corresponde it coridensacao danebulosa em resfriamento, com os primeiros soli-dos, minerais r e frata r io s aparecendo a umatemperatura da ordem de 1.700 K. 0 mecanismopara agregar as particulas, possivelmente relaciona-do com afinidade quimica, ainda eo bscuro. Por outrolado, os protoplanetas, de dirnensoes grandes e comapreciivel campo gravitacional, podem atrair e reterplanetesimos. No citado modelo de Safrorio v, emcerca de 100 milh6es de anos po deriam ter-se acu-mulado 97-98% do material que constitui hoje 0planeta Terra.

As diferencas nas densidades dos planetas internes(Tabela 1.3), decrescendo na ordem Terra-Mercurio-Venus-Marte (e tambern Lua), sao atribuidas itprogressa.o do acrescimcnto, vista que a cornpo sicaoguimica da nebulosa original foi uniforme e analoga itabundancia solar dos elementos.

Finalmente, apes os eventos relacionados com suaacrescao, os planetas internos passatarn par urn esra-gio de fus ao , condicionado pelo aurnento detemperatura ocorrido em seu interior, com 0 intensecalor produzido pelos isotopes radioativos existencesem quanti dade relevante, nas epocas rnais antigas daevolucao plan_etaria.Com seu material em grande parteno estado liquido, cada planeta sofreu diferenciacaoquimica e seus elementos agregaram-se de aeordo comas afinidades quimicas, resultando num nuclco metali-co in terno, constituido esseneialrnente de Fe eli,envolto por urn espesso manto de compo sicaosilicatica (Cap. 5). 0 caso dos planetas externos, alernde con terem H e He, ao lado de outros cornpostosvolareis em suas atrnosferas exteriores, acredita-se guetenham micleos interiores s6lidos, em gue predorni-nam compostos silicaticos. Tanto no caso do episodicinieial da acrescao planetaria, como neste episodicposterior de difercnciacao geoquimiea, sao cruciais os

eonhecimentos obtido pelameteoritica, que seraovistos a seguir.

1 .5 Meteorit6s11eteoritos sao fragmentos de materia s6lida pro-venie ntes do espa


14/26

14 DeCIFRANDO A TERRA

As amostras de meteorites conhecidas e estudadaspela meteoritica - 0 ramo da Ciencia que estuda es-ses corpos - sao da ordem de 1.700. Porem, algunsmilhares de amostras adicionais estao sendo continua-mente coletados por expedicoes na Antartica. A buscade meteoritos e grandemente facilitada na calota gela-cia, onde eles se concentram na superficie (juntarnentecom outros residues solidos), com 0 passar do tem-po, por coma da reducao do volume das geleiras,causada pela a.:;:iodo vento combinada com a trajeto-ria ascendente do fluxo do gelo quando este encontraelevacoes topograficas,

Os meteoritos subdividem-se em classes esubclasses, cle acordo com suas estruturas internas,composicoes quimicas e mineralogicas (Tabela 1.4).

Dois aspectos da meteoritica sao importantes parao entendimento da evolucao primitiva do SistemaSolar: a significacao dos meteorites condriticos para 0processo de acrescao planetaria e a significacao dosmeteoritos diferericiados em relacao a estrutura inter-na dos pLanetas terrestres,

Os meteontos do tipo condritico correspondem acerca de 86% do total, em relacao a s quedas de fatoobservadas, sendo que 81% correspondem aos do tipoordinario, enquanto qu os outros 5% sao os chama-dos condritos carbomi.ceos (Tabela 1.4).

Com excecao cle alguns tipos de condritoscarbonaceos, todos as demais tipos de condritos pos-suern corrdr ulos , pequenos globules esfericos ou

Tabela 1.4 Clcssificccrio simplificcdo dos meteorites.

Ordinorios (81% )Condritos ( 8 6 % )

Carbon6ceos (5 %)

MeteoritosRochosos (95%)

Caracterlsticas: Primi tivos nno di ferenciodos. Idodeentre 4,5 e 4,6 bilhoes de onos. Abund6ncia solar (c6s-mica) dos elementos pesodos.Possuem e6ndrulos, a excecoo dos condritos corbonoceostipo Cl.Composicoo: Minerois silicoticos (olivinos epiroxenios) loses refrotcrios e material rnetolico (Fe e Ni).Provenienclo prov6vel: Cinturco de oster6ides.

C a rocterfsticos:Di ferenciodos. Idade entre 4,4 e 4,6 bilhoes de enos, a excecoo elaquelesdo tipo SNC, com idode oproximodo de 1 bilhco de anos.

Acondritos (9%) Cornposicco: Heteroqenec, em muitos casas similar ados basoltos ter-restres. Minerais prineipois: Olivine. plroxenio e plagiocl6sio.Provenisncia prov6vel: Corpos diferenciodos do cinturco de aster6ides,muitos da superficie do Luo, alguns (do tipo SNC) do superficie de Marte(Shergott ifos- Nakhl i tos -C hossig nitos).

Meteoritosferro -petreos(sider6Iitos)

( 1 % )

Cornposlcoo: Mistura de minerois silicoticos e material rnetdlico (Fe + Ni).Proveniencio prov6vel: Interior de corpos dilerenciados do cinturco de aster6ides.

MeteoritosMetolicos

(sideri tos) (4%)Composlcoo: Mineral met6lico (Fe + Nil.Proveniencio prov6vel: Interior de corpos diferenciados do cinturco de aster6ides.


15/26


elipsordais, com diam etros normalmentesubrnilimetricos (O,5-1mm), e constitufdos de mine-rais silicaticos (Fig. 1.9), principalmente olivina jpiroxenios ou plagiodasios. Estes rninerais, que seraovistos no Cap. 2, sao os mesmos que se encontramem certos tipos de rochas terrestres, denominadasmagmaticas, farmadas pela cristalizacao de liquidossilicaticos (magmas), originados nas profundezas daTerra. POt analogia, os condrulos devern ter-se for-mado, com grande probabilidade, par cristalizacaode pequenas gotas quentes (temperatura da ordem de2.000C), que vagavam no espac;:o em grandes quanti-dades, ao longo das orbitas planetarias, em ambientesvirrualmente sem gravldade.

Fig. 1.9 Meteorito condritico (Barwell . Inglaterra). Fon e: IPRj7-79. British Geological Survey@ NERC. A ll rights reserved.

I Fragmento


16/26


sistemas planetarios, tenha sido 0 responsavel pela per-da dos elementos mais volateis, e principalmente H eHe, por parte do material que viria mais tarde a COil5-tituir os planetas internes, seus satelites e os asteroides.

Os condritos carbonaceos do tipo Cl con tern 1I).i-nerais hidratados e compostos organico;, formados emtemperaturas relativamente baixas, e nao possuemcondrulos, Alem disso, apresentam uma composicaoqufrnica muito proxima da abundancia solar dos ele-mentos, a excecao dos elementos gasosos e doscompostos mais volateis Assim, este tipo e considers-do 0 mais primitive e menos diferenciado do sprodutos condensados da materia planetaria inicial, Suasfcicoes particulates sugerem que seus corpos parentaisforam menos aquecidos do que os que deram origemaos demais condritos e portanto estariarn situados amaiores distancias do Sol, na regiao orbital entre Mar-te e Jllpiter.

Os acondritos, siderolitos e sideritos (Tabela 1.4)perfazem cerca de 14% das quedas recuperadas. AFig. 1.11mostra a estrutura interna tipica de urn siderito,formada pelo intercrescimento de suas fases rnineraisna epoca da sua formacao, ainda no interior do nu-cleo do corpo parental.

fig. 1 . 1 1 Siderite de Coopertown, EUA. Face polida mos-trondo a estruturo tipica de Widmonst6tten, produzida pelointercrescimento de lamelas de dois minerais diferentes, am-bos constituidos de Fe e Ni. Siderite de Coopertown, EUA.Fonte: IPR!7-79. British Geological Survey@ NERC. All rightsreserved.

Esses meteorites nao-condriticos correspondem adiversas categorias de sistemas quimicos diferentes,farmados em processes maioret de diferenciacaogeoquirnica, no interior de corpos parentais maioresdo que aqueles que deram origem aos condritos e queatingiram dimensoes superiores aos limites criticos para

a ocorrencia de fusao interns, De certa forma, trata-sede sistemas quimicos complementares em relacao ao"modele condritico".

No ambito da evolucao dos corpos parentais dosmeteoritos, ate a sua fragmentacao final (Fig. 1.10), 0processo acrecionario inicial seria similar, e no caso docorpo parental nao atingir grandes dimensoes, a suafragmenta;:;:ao produziria apenas condritos. Para oscorpos maiores, a energia dos impactos, aliada ao ca-lor produzido pelas desintegracoes de cleterrninadosisotopes radioativos existentes no material, elevariama temperatura e produziriam a fusao do material, coma consequente separacao das fases silicaticas em rela-; : ; : 3 . 0 a s fases metalicas, Os corpos pareritais, tantodiferenciados como nao diferenciados, colidiram en-tre si, fragmentando-se e produzindo objeros menores,como os atuais asteroides. Muitos dos fragmentos re-sultantes das inumeras colisoes acabariarn cruzandoeventualmente com a orbits da Terra e seriam captu-rados por ela, como meteorites, devido a . atracaogravitacional.o estudo dos meteoritos perrnite 0 estabelecimen-

to, com certa precisao, da cronologia dos eventosocorridos durante a evolucao primitiva do SistemaSolar. Deterrninacoes de idade, obtidas diretamentenos diversos tipos de meteorites, tern revelado umaquase toralidade de valores entre 4.600 e 4.400 rni-Ihoes de anos, sendo que hi deterrninacoes de grandeprecisao em certos meteoritos rochosos (portanto di-ferenciados) por volta de 4.560 milhoes de anos. Aprincipal excecao refere-se ao grupo de meteoritesdo tipo S_ C (Shergottitos- akhlitos-Chassignitos),cujas idades de cristalizacao sao da ordern de 1.000milh6es de anos. Estas idades mais jovens e a naturezae mineralogia basaltica (silicatos ferro-magnesianosprincipalmente) destes meteoritos apoiam sua prove-niencia de Marte.

Com base na idade dos meteoritos cliferenciadospor volta de 4.560 milhoes de anos, evidenciou-se guenaquela epoca ja tinha ocorrido acumulo de materialem corpos parentais com dimensao suficiente paraensejar diferenciacao geoquimica. Como corolario, osplanetas terrestres tam bern devern ter sido forrnadosde acordo com este cronograma. Segundo 0 rnodeloja mencionado de Safronov, a acumulacao de 97-98%do material do planeta Terra tcria ocorrido em cercade 100 milhoes de anos. Mais ainda, a existencia dasassim chamadas "radioatividades extintas" per mitecolo car urn limite de idade para aqueles eventos de


17/26

CApiTuLO 1 0 PlANETA TERRA E SUAS ORIGENS 17 4

nucleossintcse que produzirarn, no interior de umasupernova gue explodiu, a grande parte dos elemen-tos do Sistema Solar. Radioatividades extintasreferem-se a certos isotopes, como o127Xe, gue seforma a partir cia desintegracao do isotopo radioati-vo

1271, de meta-vida curta (Cap. 15), cia ordem de 12rnilhoes de anos. Este isotope formado no interior da

estrela, foi lancado 00 espa


18/26


telites externos, tendo side produzidas fotografias e ima-gens de enorme valor cien tifico, Outra iniciativa estratezicae a missao Gali!eo, um programa cientifico dos mais am-bic iosos , em que a nave e s p ac i al , I an c ad a em 1 9 8 9 , chegouate Jupiter em 1995, e desde entao esta realizando urntour fantastico daquele planeta e de seus satelites princi-pais, destacando uma rnissao suicida de uma de suassondas, que mergnlhou na atmosfera de Jupiter, colhen-do dados preciosos sobre sua constituicao e sua dinamica ..

Rcsumiremos a seguir algmnas caracteristicas dos pla-netas e dos principais satelites do Sistema Solar, comenfase nos que tern especial importincia para a elucidacaode determinados ambiences fsico-quirnicos e processosevolutivos relevantes para a historia do nosso planeta.

I , ) , 1.6.1 Planetas internosTerra - 0 terceiro planeta do Sistema Solar apresenta

massa ap r ox imada de 6x1029g e densidade de 5,52g/cm3. 0 raio equatorial terrestre e de 6.378,2 km e 0 seuvolume 1 ,083 x 10121an3Embora tenha perdido seus ele-mentos volateis na fase de acrescao do Sistema Solar, aTerra apreserrta uma atmosfera secundaria, formada porernanacoes gasosas durante toda a historia do planeta, econstituida principalmente pOt nitrogenio, oxigenio eargonio. A temperatura de sua superficie e suficientemerrtebaixa para permitir a cxistcnr.ia de agua liquida, bern comode vapor de agua na atmosfera, responsavel pelo efeitoestufa regulador da temperatura, que pennite a existenciada biosfera. Por causa dos envolt6rios luidos que a reco-brern, atmosfera e hidrosfera, a Terra quando vista doespat;:oassume coloracao azulada, conforme simbolizadopela fotomontagem introdutoria deste capitulo. Esta vi-sao magnifica foi relatada por Yuri Gagarin, 0 primeiroastronauta a participar de uma rnissao aeroespacial.

A caracteristica principal do planeta Terra e sen con-jW1tOde condicoesunicas e extraordinarias que favorecema existencia e a estabilidade de muitas formas de vida,sendo que evidencias de vida bacteriana abundante fo-ram ja encontradas em rochas com idade de 3.500milhoes de anos.

A Terra possui importantes Fontes de calor em seuinterior, que fornecem energia para as atividades desua diniimica interna e condicionam a formacao demagmas e as demais rnanifestacoes da assim chamadatectonica global (Cap. 6). Este proce!sso conjuga-se aosmovimentos de grandes placas rigidas que const:J.tuema litosfera, a capa rnais exrerna do planeta, gue por suavez situa-se em todo 0 globe acima de uma camadamais plastica, a astenosfera.

Ao mesmo tempo, a superficie terrestre recebeenergia do Sol, atraves da radiacao solar inciden te,que prodnz os movimentos na atmosfera enos oce-anos do planeta. Estasultimas atividades sao as queprovo cam profundas transforrnacoes na superficieda Terra, modificando-a continuamente. Justificamassim 0 fato de que quaisquer feicoes primitivas desua superficie, como por exemplo crateras de im-pacta meteodtico, tenham sido fortementeobscurecidas au totalmente apagada.s ao lange dasua hist6ria.

A Lua, 0 satelite da Terra, apresenta 1,25% ciarnassa do planeta a que se relaciona, sendo nesteparticular urn dos maiores satelites do Sistema So-lar. Tern urn diamerro de 3.480 km e densidade de3,3 g/ cm', portarrto muito menor do gue a da Ter-ra. Nao detern atmosfera.

As feicoes geo16gicas maiores da Lua sao V1Sl-veis a olho nu (Fig. 1 .13 ) . Trata-se de areas clarasque circundarn areas mais escuras de contorno maisau menos circular, conhecidas como mares("maria"). As informac;6es obtidas nas rnissoes es-paciais a Lua indicaram que as primeiras saoregioesde rerras altas (hig.hlands), de relevo irregular, e apte-sentando grande quantidade de crateras de imp acto,enquanto que as segundas sao vastas planicies, e 0 1 1 1rnuito rnerior quantidade de crateras.

Fig. 1.13 Principais fei


19/26


As amostras de material lunar coletadas pelas rnis-soes Apollo permitiram esclarecer que nas terras altaspredominam rochas daras, pouco comuns na Terra edenominadas anortositos, constituidas essencialmente deplagiociasios (silicatos de Na e Ca) que sao pot sua vezmulto comuns na Terra. Determinacoes de idade obti-das nestas rochas rnostraram-se sempre acima de 4.000rnilhoes de anos..Alguns valores de idade resultaram pro-ximos de 4.600 rnilhoes de anos, da mesma ordem dasidades obtidas em meteoritos, Estas idades indicam queos materiais lunares foram tambem formados nosprirnordios da evolucao do Sistema Solar.

POt sua vez, as amostras coletadas das regioes bai-xas (nos maria) revelaram uma composicao basaltic a,material de origem vulc:inica muito cornum na Terra.Suas idades resultaram em getal mais novas do que asdas rochas anortositicas, mas de qualquer forma mui-to antigas, da ordem de 3.800 milhces de anos. Asdatacoes mais jovens obtidas nas rochas basalticas Iu-nares foram da ordern de 3.200milhces de anos.

A analise das estruturas de im-pacto visiveis na superficie da Luademonstra que a satelite f01 sub-metido a um violento bombardeiopar planetesimos e asteroidea detodos os tamanhos, desde sua faseembrionaria, As crateras maiorestern diamerros supenores a 1.000km (como por exemplo as deno-minados Mare Imbrium, iVIareTranq14i/itatis, au a Bacia Oriental, nolado distante da Lua), mas existernrnuitas outras, de tad os os tama-nhos (Fig. 1.14).A origem do sistema Terra-Luae assunto ainda controvertido, tendo

em vista as mnitas semelhancas e di -fe rencas de nOS $O sa te l i te em relacaoa Terra. 0modelo mills aceito atual-mente (Fig. 1.15) postula urn impactode urn carpo de dimensoes poucomaiores que Marte, durante os esta-gios finais da acrescao planetaria,ocasiao em que a Terra ji i tinha prati-camente seu tamanho atual, e jiiestavadiferenciada, com nucleo metilico emanto silicatico,

a I lvhnurc ap6!. contato

I \ t.(Jnto

d 2 ,3 HD I'"'3S

blucleo doCOlPO mcctonte

F ig . 1 .1 4 Imogem do More Imbrium, umo erotero de impoetogigantesco, preenchido por lava, com cereo de 1.000 km dedi6metro. Notar 0 grande nurnero de crateras menores e moisjovens tornberr presentes. FOllte: NASA.

b [0 Mnu[C!.apes contato c I Hora

Mania docorpo irnpcckmte

e 4 Her - es f 24 Her -as

P R O T O L U A I

Fig.1.1S Sistema Terre-Leo - Simulocco de computodor sobre 0 origem do Lua, conside-rondo 0 impado obliquo de um objeto com eereo de 0,14 do massa ler(esfre, comveloeidode de 5 km/s. Ambos os corpos ja estariam diferenciodos em n.icleo rr etolico emanto silic6tico. Logo opos a colisco, 0 corpo irr.poclcnte e porte do mbnto terrestreforam despedocodos, e muitos eompostos volote is forom voporizados. Em seguido, grande porte do manto do objeto que colidiu teria side ejetodo para umo snuccoo orbital ecoalesceria rapidomente formando umo Lua porcial ou totolmente fundida. Grande portedo moterial do nucleo do corpo impadante, mais pesodo, teria sido ineorporado a Terra.


20/26

20 DEC I F RAN D 0 A - T ERR A

Mercurio - e 0 planets mais interne do Sistema So-lar. Sua massa e apenas 5,5% da Terra, mas sua densidadee apenas pOllCOinferior ido nosso planeta. Seu nu-cleo metalico e , portanto, proporcionalmente rnuitomaior que 0 terrestre,

Mercurio tornou-se geologicamenteinativo logoap6s rer sido formado. Praticamente nao tern atmos-fera, e por causa disso sua superficie nao sofreu grandestransformacoes, sendo portanto muito anriga. Obser-vacoes da sonda Mariner 10 revelaram que a suasuperficie e arida e preserva grande guanridade de cra-teras de impacto resultantes do bombardeio ocorridonos primordios da evolucao do Sistema Solar (Fig.1.16), como na Lua.

Venus - e 0 planeta que apresenta mawr seme-lhanca com a Terra, em tamanho, em peso, na suaheranca de elementos quimicos, e sua massa equivale a81,5% da rnassa desta. Sua aparencia externa, obser-vada ao telescopic, e obscurecida por nuvens,refletindo a dens a atmosfera, que esconde suas feicoestopograficas. Contudo, diversas sondas, a exemplo dassovieticas Venera 9 e 10, 01.1a norte-americana Magellan,nas decadas de 70 e 80, lograram obter imagens de

Fig. 1.16 Superficie orido de Mercurio, mostrando grandequantidade de crateras de impacto de tomanhos diversos.Fonte: NASA

radar de sua superficie (Fig. 1.17). Algumas dessas mis-soes chegaram a pousar no planeta, e as analises obtidasrevelaram rochas com composicao basiltica similar ide rochas terrestres.

Fig. 1.17 Fei


21/26

CAPiTULO 1 0 PLANETA TERRA E SUAS OR .GENS 21

Por causa das sirnilaridades de tamanho e compo-sicao, Venus deveria ter regime terrnico similar ao daTerra, sugerindo, portanro, a existencia de umaestruturacao interna. Entretanto, evidencias c1iretasdeuma tectonics global do tipo terrestre nao estao com-provadas. Ao mesmo tempo, a elevada temperaturasuperficial do planeta sugere que a sua litosfera seriamenos espessa e mais flutuante, impedindo au dificul-tando process as de subduccao para 0 manto interiordo planeta como as que ocorrern na Terra (Cap. 6).Alern disso, a grande quantidade devulc6es apontariaa existencia de regii5es com e1evada producao de ca-lor ( hot spot s) (Caps. 6 e 17) no manto de Venus, asquais poderiam refletir 0 produto final de uma dina.-mica de dissipacao superficial do calor interno doplaneta.

Marte - 0 quarto planeta do Sistema Solar e . pe-queno, com massa total de cerca de 11% daguela daTerra ..As numerosas sondas espaciais, mas em especi-al as rhis10es recentes das sondas Pathfinder e GlobalSurveyor, trouxeram enorme quanti dade de dados rnuitovaliosos acerca do "planeta verrnelho" (FIg. 1.18).

F ig . 1 .1 8 Marte visto do espcco. Destacamse 3 vulcces comomanchos escuros circulores no setor ocidentol, bern como umaestruturo enorrne que cruza 0 ploneta em sua porcco cquctori-01. Trota-se de um ccnion com 4.500 krn de exlensdo,denominado Valles Marineris, semelhante oos voles de otun-damento terrestres e possivelmente farmado par processosgeol6gicos internos de Marte. Fonte: NASA/JPL.

Marte contern uma atmosfera tenue (pressao at-mosferica na sup er ficie de apenas 0,007 bar),consistindo princi~almente de CO2, alern de quanti-dades dirninutas de nitrogenio e argonio. Os proeessosgeo16gicos superficiais do planeta sao dominados pelaac;ao do vento, tendo sido observados enormes cam-pos de dunas, constantemente modificados portempestades de areia Marte tarnbem apresenta calo-tas polares que incluem gelo, alem de gelo seco,

Hi uma grande diferenca entre os dois hernisferi-os marcianos, sendo 0meridional de relevo maiselevado e mais acidentado, enquanto que 0 setentrio-nal e farm ado por uma extensa planicie pontilhada parenormes vulc6es, entre os quais 0Monte Olimpus, com26 km cle altura sabre a planicie crrcundante (Fig. 1.19).Este e 0 maior vulcao conhecido do Sistema Solar. 0hernisferio sul e replete de crateras de impacto, e 0panorama assernelha-se a s terras altas lunares, de modoque a superficie do hemisferio sui deve seranalogamente muito velha. Por outro lado, a superfi-cie do hernisferio norte possui nurnero menor decrateras, e sua superficie deve ser relativamente maisjovem, ernbora ainda antiga se comparada com it deVenus au da Terra. Os ediffcios vulcanicos e seus der-[ames de lava praticamente nao possuem crateras,devendo ser geologicamente mais jovens. Quanta acomposicao quimica das lavas marcianas, devem pte-dominar variedades basalticas ou variedades derivadasde magmas basalticos, como foi revelado pelas anali-ses efetuadas durante a missao Pathfinder e tambernaquelas realizadas nos meteorites SNC, ja rnenciona-dos, cujas compo sico es qufmicas mostram-sesemelhantes as dos basaltos terrestres,

A litosfera de Marte cleve set muitc espessa, nomfnimo de 1 S O a 200 km, por ser capaz de suportar 0crescimento de estruturas vuldnicas do altas como ado Monte Olimpus, numa posicao fixa. Provavelmentea planeta teve nos seus prirnordios uma evolucao ge-ologica interna importante, que deve ter cessado hirnuito tempo, visto que, pelo seu pequeno tamanho,muito do calor interno produzido teria eseapado di-retamente para 0 espac;:o.Interpretacoes com base emdererrninacoes de idade dos meteorites SNC suge-rem que as raehas vulcanicas de Marte teriam cerca de1000 milhoes de anos, ap6s 0que teria terminado afase de vulcanismo ativo no planeta. Presentemente,nao se obsetvam evidencias de atividades geo16gicasem Marte, com as feicoes indicando que 0 planetaprovavelmente nunca teve uma tectonica global pare-


22/26

22 DEC I F RAN D 0 A , ERR A

cida com a que se desenvolve ate hoje na Terra. Toda-via, feicoes morfol6gicas lineares tipicas de Marte, taiscomo a ja mencionado VallesMannens (Fig. 1.18), sij.osemelhantes a certas estruturas terrestres de mesmamagnitude) como os vales de afundamento da Africaoriental, ou a estrutura geol6gica que condicionou 0aparecimento do Mar Vermelho.

Em varios lugares, a superficie de Marte aparececomo dissecada e modificada por urna combinacaode erosao aquosa e movimentos de massa (Fig. 1.20).Tendo em vista que a superficie e muito fria, com tem-peraturas norrnalmente abaixo de e r c , a agua somentepoderia atuar como agente erosivo em epis6dios"quentes" de curta duracao, como em decorrencia deeventuais impactos rneteoriticos. Em tais casas ocor-reria a liquefas:ao do gelo que deve existir de modopermanente na sub-superficie de Marte, em materiaisporosos au fraturados, em situacao similar a dos ter-renos congelados que existem na Terra nas regioes dealtas latitudes.

Desde as primeiras observacoes de Marte, passan-do pelos relatos de astronornos do seculo ArvIII, comoo italiano Schiaparelli e a norte-americana C. Lowell,que descreveram as famasos "canais", sempre houveespeculacoes sabre possiveis habitantes, ou sabre aexistencia de formas de vida naquele planeta. Em 1996urn grupo de pesquisadores cia NASA relatou ter en-contrado possiveis evidencias de atividade biogenicano shergottito ALH84001, um dos constituintes do

F ig . 1 .1 9 Monte Olirnpus, 0 motor vulcoo conhecido do Sis-tema Solar, cujo tamanho e tres vezes 0 do monte Everest

Documents

do a Terra Capitulo -1