Programa de Fundamentos de Ciências da Terra�

CM, BM, B 7 semanas 25 h de aulas teóricas

1.  Organização da matéria 2.  Componentes materiais do Globo sólido - 3.  Campo gravítico, campo magnético, Fontes energéticas do globo

e dinâmica da litosfera 4.  Processos de superície e seus factores

Literatura (posições mais importantes)

A boa parte da matéria está coberta por fascículos colocados na minha página da Internet.

Allen Bridge J., Demicco R., EARTH SURFACE PROCESSES, Cambridge University Press. 2008, 815p. Fowler C.M.R. THE SOLID EARTH . Cambridge University Press, 1997, 472 p. Gill R. , Chemical fundamentals of geology 2nd ed, Unwin Hyman, 1998, 290p. Lemon R.R. , Vanished Worlds . W.M. Brown Publ. 1993, 480 p. Plummer C.C., Mc. Geary D. Physical Geology. W.M. Brown Publ. 1996, 539 p. Press F., Siever R., Grotzinger J., Jordan T.H. UNERSTANDING THE EARTH. 4 edition. W.H. Freeman & Co, New York, 2004, 567 p. Skinner B.J., Porter S.C., Park J. Dynamic Earth. An introduction to Physical geology. Fifth Edition. John Wiley & Sons, 2004, 584p. Teixeira W., Mota de Toledo M.C., Fairchild T.T.R., Taioli F., editores. Decifrando a Terra, Oficina de Textos, São Paulo, 2001 557 p. .

Consultas: 4a feira 17oo - 19oo , sala 0.16 – 0.20

Avaliação de conhecimentos

A nota final da matéria é calculada como média da parte teórica e prática aprovadas independentemente (>10 pts). A não aprovação da parte prática da matéria implica a reprovação da cadeira. Aulas teóricas A avaliação dos conhecimentos adquiridos nas aulas teóricas far-se-á através dum exame escrito de duração de 90 minutos. A data vai ser anunciada mais tarde. A nota mínima para aprovação da parte teórica, seja no teste seja no, é ≥10 pontos (não havendo arredondamento "para cima", abaixo de 10 valores) Aulas teórico- práticas Serão avaliadas a base de 2 relatórios e de um teste prático composto por duas partes separadas que correspondem a dois módulos de aulas tp: O limite de admissão ao exame teórico é de 10 valores. Os arredondamentos de pontuação aplicam-se somente no caso das notas superiores a 10 valores

História de Ciências da Terra I

Tales de Mileto VII-VI aC Empedocles V aC Aristóteles IV aC

História de Ciências da Terra II

Gaius Plinius 23 dC – Agosto 25, 79 Zhang Heng (78-139) Avicenna,Abū Alī Sīnā 980 - 1037

História de Ciências da Terra III

Georgius Agrícola (1494 – 1555) e De ré metallica

Niels Stensen (1631-1687)

História de Ciências da Terra IV

James Hutton 1726 - 1797

Georges Cuvier (1769 1832)

Henry Clifton Sorby (1826 - 1908)

História do Universo

Grand Unified Theory

Não se sabe bem como funcionava a física

Não se sabe bem como o Universo vai acabar

Universo observável

Conhecimento a base de física teórica observações nos aceleradores de partículas

d ~ 5 x 10-27 kg/m3

Evolução do Universo

Galáxia de Sombrero (M104) ca 30 Mal de distância

Andrómeda (M31). ca 2 Mal de distância. Os pontos claros difusos são as estrelas da nossa Via Láctea, provavelmente de aparência semelhante a Andromeda

Galaxias espirais

Nébula de Águia (6500 al) - zona de formação das estrelas a partir de de nuvens de gás molecular. As colunas de gás têm a dimensão de aproximadamente 4al

Evolução das estrelas no diagrama Hertzsprung -Russel

Evolução das estrelas medianas tipo solar 4 1H++ 2e _____>4He++ + 2√+ 26.7 MEv (√ - neutrino)

Por 1 segundo: 655 x 106 t H ------------ >> 650 x 106 t He. As 5x106t da matéria, são convertidos em energia equivalente à 3.86 . l026J/s

Estrela Gigante Vermelho

Nova

Anã Branca

Evolução das estrelas grandes por via de supernova

12C + 12C _____> 20Ne + 4He +E

T=600 MºK t= 1000a

20Ne + 20Ne _____> 24Mg + 16O +E

T=1200 MºK t= 100a

16O + 16O _____> 28Si+ 16O 4He +E

T=1600 MºK t= 10a

28Si + 28Si _____> 56Ni+ γ +E

T=2700 MºK t= dias

p + e +E _____> n + √

Supernova - a explossão duma estrela Maciça X.0*msol

Nébula de Caranguejo- o resto de supernova de 1057

Grande Nuvem de Magalhães - 180000 al

Supernova 1987a

Nucleo

Captura de p e n

fusão

Abundância dos elementos no Universo relativamente a Si

Sistema Solar

Planetas terrestres

UA

Diá

met

ro

Terra

=1

Nuvem de Ort Cinturão de Kuiper

Planetas jovianos

A

Os habitantes de sistema solar D

ensid

ade

g/cm

3

Sistema Solar ctn

Harvard University

Meteoritos - Ourique 1998 H4

0 h 45’ GMT 28 Dec. 1998 Ourique Meteoritos Pequenos (até alguns metros) corpos de origem espacial, silicatados, metálicos ou mistos, que alcançaram a superfície terrestre após a passagem da atmosfera (meteores).

A origem de meteoritos: Cinturão de asteroides, Lua, Marte

4.55Ga

100 km 40 cm

Manicouagan 212Ma

Chicxulub, Yucatan 64.98 Ma

Meteoritos - composição e classificação

• Aerolitos- silicatados 93% • Condritos •  Condritos carbonáceos • Acondritos • Siderolitos - metálico silicatados 1.5% • Sideritos - metálicos 5.7%

Log abundância fotosfera solar Log

abun

dânc

ia c

on. c

arbo

náce

os

Mercúrio

500km r1850km

Venus

Lua

Mare Tranquilitatis

Mare Crisium

Marte

Asteroides

50 km

C(carbonáceo, externo) S(rochoso, interno)

Júpiter

1994

Io Imagens da sonda Galileo (1999)mostrando atmosfera , superfície e uma das 10 crateras vulcânicas

Ganymede Imagens da sonda Voyager 2 (1979)e Galilleo (1996)

Saturno

Titã Imagem (Vis) da sonda Cassini (2007) envolto em atmosfera de N + alifáticos e a imagem do Lacus Ontário (a direita)

Enceladus Imagem (UV+IV) da sonda Cassini (Jan. 2005) e a recriação artística da zona de actividade

vulcânica (a esquerda)

Sol

UV -1996

A reconstrução dos eventos que conduziram a formação do Sistema Solar deve tomar em conta as seguintes

características do SS

•  O movimento dos corpos planetários é ordenado. •  Os planetas, todos aproximadamente no mesmo plano, giram em

órbitas quase circulares, em mesma direcção que a rotação do Sol

•  Existem dois tipos de planetas: •  pequenos, rochoso/metálicos de tipo terrestre •  grandes, ricos em hidrogénio planetas jovianos

•  Asteróides e cometas ocupam definidas zonas de espaço interplanetário, compatível com a sua composição

•  Existem excepções a estas regras.

Teoria Nebular – o nosso Sistema Solar formou-se a partir da nébula de poeira e de gás

Baseia em dois princípios da física: 1.  Lei da gravidade

Energia potencial de gravidade ⇒ calor 2.  Conservação do momento angular 3.  Algumas regras de física química

O Colapso gravítico •  Nébula solar de forma esferoidal de alguns al de diámetro.

–  fria –  Em movimento rotacional

•  Algum evento externo provocou o início de acreção –  Supernova?.

•  A contracção da nébula “queda sobre si” faz transformar a energia potencial de gravidade em calor. –  Conservação da Energia

•  Com a diminuição do seu raio a nébula gira mais depressa, –  Conservação do Momento Angular

passando em disco achatado em que ocorre uma gradual condensação, isto é, coalescência de materiais

1,5*107ºK

Início do sistema solar –: começo da actividade solar + colisões frequentes de planetesimais

Metais Óxidos Compostos hidrogenados

Gases

Exemplos Fe, Ni, Ca, Al silicatos H2O, NH3, CH4 H, He Temperatura ºK de condensação

1000 -1600 500 - 1300 < 150 Não condensam

Abundância 0.2% 0.4% 1.4% 98%

Condensação dos materiais em nébula solar�

Os compostos hidrogenados podem condensar a partir da chamada linha de

gelos Metais e óxidos

Gelos e outros

Formação do Sistema solar

1.Fase de nébula até ca ≈ 4.6 Ga

2. Início da actividade solar e da fase de disco x*107 anos que inclui acreção da matéria e formação de planetesimais de composição diferenciada durante ≈x*105 anos

3. Grande bombaredeamento (colisões entre os planetesimais) entre 4 a 3.5 Ga

4. De 3,5Ga até agora o sistema solar está em estado estacionário