Hélder Giroto Paiva Escola Portuguesa do Lubango 2 A TERRA, UM PLANETA MUITO ESPECIAL

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1 Hélder Giroto Paiva Escola Portuguesa do Lubango 2 A TERRA, UM PLANETA MUITO ESPECIAL

2 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.

3 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.

4 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.

5 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

6 1 Formação do Sistema Solar 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

7 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.

8 1 Formação do Sistema Solar Partindo das ideias de Kant e Laplace surge uma teoria que é a atualmente aceite Teoria Nebular

9 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.

10 1 Formação do Sistema Solar No núcleo da nebulosa a temperatura ter-seá 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.

11 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.

12 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.

13 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.

14 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.

15 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 e deram origem aos planetas interiores ou terrestres que são mais pequenos, com menor massa, mas de densidade elevada.

16 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

17 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.

18 Planetas principais Consideram-se planetas principais aqueles que reúnam as seguintes características: Um corpo que orbite em torno do Sol; Apresente gravidade própria; Forma arredondada; Massa superior a 5x10 50 Kg; Diâmetro superior a 800Km; Apresente um orbita desimpedida planetas. de outros Tal situação não se verifica em Plutão pelo que este foi despromovido.

19 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;

20 Planetas anões Planetas anões que se situem depois da Neptuno denomina-se de Transneptunianos Éris Encontram-se essencialmente na Cintura de Kuiper; Apresentam orbitas muito excêntricas e inclinadas, o que resulta em órbitas muito demoradas. Plutão

21 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

22 Planetas secundários Os planetas, de pequenas dimensões, que giram em torno de planetas principais são conhecidos como planetas secundários, ou satélites naturais. Mimas Existem pelo menos 240 satélites naturais conhecidos; Alguns são relativamente grandes (algumas são mesmo maiores do que planetas principais) Ganimedes, Titã, Io, Lua, Tritão. Ganímedes Outras são muito pequenas (menores do que 5 km) Muitas luas de Júpiter, Deimos e Fobos. Fobos

23 Planetas secundários Júpiter 66 satélites naturais conhecidos. Ganímedes, Calisto; Io; Europa Saturno Úrano 60 satélites naturais conhecidos. Titã, Mimas, Encélado, Tétis 27 satélites naturais conhecidos. Miranda, Umbriel, Oberon, Titânia Neptuno Marte Terra 13 satélites naturais conhecidos. Tritão, Proteu,Larissa, Galateia 2 satélites naturais. Deimos e Fobos 1 satélite natural Lua

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25 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.

26 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.

27 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

28 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.

29 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.

30 Pequenos Corpos do Sistema Solar Os corpos celestes mais pequenos do Sistema Solar podem dividir-se em três grandes grupos: Asteróides Cometas Meteoróides

31 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.

32 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 movimentamse ao longo da órbita de Júpiter; Asteróides Centauros orbitam na zona externa do Sistema Solar.

33 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.

34 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.

35 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.

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37 Meteoróides Da colisão entre asteróides ou da fragmentação de cometas podem formar-se pequenas partículas rochosos de várias dimensões, que se designam de Meteoróides Por vezes estes corpos são puxados pela força gravítica da Terra e iniciam a sua descida através da atmosfera.

38 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

39 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 por hora.

40 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.

41 Meteoróides Os meteoritos, de acordo com a sua composição são classificados em: Sideritos; Siderólitos; Aerólitos.

42 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.

43 Formação da Terra À medida que a acreção ia ocorrendo, a Terra ia crescendo em formando-se protoplaneta. Baixa densidade; Composição tamanho, um heterogénea, mas disposição homogénea dos constituintes.

44 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 radioativos presentes libertaram grandes quantidades de calor durante o processo decaimento. Todo esse calor acabou por fundir todos os materiais do protoplaneta.

45 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.

46 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.

47 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.

48 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.

49 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.

50 Métodos utilizados na Geologia Planetária 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.

51 Métodos utilizados na Geologia Planetária Composição Fazendo análises locais ou espectrais remotas.

52 Métodos utilizados na Geologia Planetária Cronologia relativa Ou mesmo absoluta usando radiométricos. métodos

53 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.

54 Estruturas endógenas Resultam da ação de processos e forças que atuam no interior dos planetas: Dobras; Falhas; Fissuras; Cones vulcânicos; Filões

55 Estruturas exógenas Resultam de processos superfície do planeta: Rios que ocorrem na Dunas; Ravinamentos.

56 Estruturas exóticas Resultam de processos exteriores ao planeta: Crateras de impacto;

57 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.

58 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.

59 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.

60 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.

61 Restantes planetas Telúricos Atualmente, Mercúrio e Marte são considerados inativos do ponto de vista geológico. Vénus por seu lado apresenta atividade vulcânica e eventualmente sísmica pelo que é considerado geologicamente ativo.

62 2.2 Sistema Terra-Lua, um exemplo paradigmático Entre a Terra e a Lua existe forte interação gravitacional. Pelo que os investigadores se referem a estes planetas como planeta duplo.

63 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.

64 A Lu a é o "nosso " sat elite, l..ltfl pou co a noss a se gurida casa no espaço. o se gundo objecto mais bri' ante nos céus. Relativamen[e à genese d a Lua, 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 Qr 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 rios 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?

65 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.

66 Mares lunares Regiões planas, mais escuras, constituídas por basaltos. Continentes lunares Regiões mais 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.

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68 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, considerase 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.

69 Lua A Lua é o único corpo celeste realmente visitado pelo Homem

70 3 A Terra, um planeta único a proteger Área total: 510x10 6 Km 2 Área dos Continentes: 148x10 6 Km 2 Área dos Oceanos: 362x10 6 Km 2

71 Continentes Constituídos essencialmente granítica; por rocha Representa uma pequena parte da crusta terrestre, cerca de um terço; Distribuição irregular; 65% no hemisfério Norte.

72 65% 35%

73 Continentes Quanto a geologia e morfologia é possível distinguir três elementos característicos: Escudos Plataformas Cadeias montanhosas

74 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.

75 Plataformas Os cratões são regiões aplanadas que podem ser recobertos por sequências sedimentares de origem marinha; Podem atingir vários quilómetros de espessura.

76 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.

77 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.

78 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.

79 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.

80 Oceanos Tal como nos continentes é possível distinguir diferentes regiões nos fundos oceânicos: Plataforma continental; Talude Continental; Planície Abissal; Crista Médio Oceânica; Fossas Oceânicas.

81 Oceanos 1 Fossa oceânica; 2 Rifte ou Rift; 3 Crista Médio-Oceânica; 4 Planície abissal; 5 Plataforma continental; 6 Talude Continental.