Introdução a Mineralogia e Geologia Geral
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- Esther Fontes Morais
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1 Introdução a Mineralogia e Geologia Geral Eng. Civil Unime Aula 02 Estruturando um Planeta Prof. Corey Lauro de Freitas, Fevereiro, 2016.
2 1. ESTRUTURANDO UM PLANETA: INTRODUÇÃO
3 A Geologia é a ciência que estuda a Terra: Orígem, evolução, funcionamento.
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5 O sistema Terra evoluiu ao longo do tempo geológico. A Terra tem cerca de 4,5 billões de anos. A vida tem orígem à 3 billões. Hominídeos à 5 millões de anos. Homo-sapiens à 120 mil anos.
6 2. O MÉTODO CIENTÍFICO Eventos físicos possuem explicações físicas.
7 O método científico: Hipótese Teoria Modelo científico (Simulação numérica: cálculo numérico)
8 3. TEORIAS E PRÁTICAS DA GEOLOGIA Registro geológico é a informação preservada nas rochas.
9 Princípio do uniformitarismo: O presente é a chave do pasado (James Hutton) As leis naturais não mudam, mas podem variar em intensidade, taxa, locação dentro do Universo onde esses processos ocorrem. Exemplo de leis: Decaimento radioativo Atração gravitacional Comportamento eletromagnético
10 Alguns eventos geológicos são lentos: Levou mais de 250 millões de anos para depositar esta sequência de camadas de sedimentos As rochas da base do Grand Canyon têm 2 billões de anos
11 Alguns eventos geológicos são instantâneos: (impacto por meteoroides, vulcões, terremotos) Cratera (1,2 km) de meteorito (bólido) formada em alguns segundos à 50 mil anos
12 Tempo geológico Datação absoluta
13 Idade da Terra: baseada na mitologia Tradição budista: Infinita cíclica Tradição chinesa Han: Ciclo 23 milhões de anos
14 Arcebispo de Ussher ( ) (árvores genealógicas da Bíblia 200 gerações desde Adão) Terra teria sido criada a 26 de outubro do ano 4004 AC, às nove horas da manhã
15 Georges Louis Leclerc Conde de Buffon (1779) Les époques de la nature (1778)* Baseou-se na taxa de resfriamento do ferro anos ( ) Naturalista, matemático, cosmologista francês Condenado pela Igreja Católica e seus livros foram queimados
16 William Thomson, Lord Kelvin (1862) Ma idades inferiores a 100 Ma (cálculos de resfriamento da Terra) ( ) físico inglês- defensor da cronologia curta
17 John Joly (1899) 100 Ma oceanos e Terra salinidade dos oceanos com a quantidade de sais trazida pelos rios e afluentes ( ) físico irlandês, radioterapia
18 George Darwin 100 Ma Evolução da Lua ( ) cosmologista inglês
19 Henri Becquerel ( ): Pierre Curie ( ) físico francês, descoberta da radioatividade Marie Curie ( ): decaimento radiativo
20 Ernest Rutherford Físico inglês ( ) primeiro a sugerir que era possível utilizar a radioatividade para datar rochas
21 Bertram Boltwood : primeiro pesquisador a utilizar a radioatividade para datar rochas. 250 Ma Ga
22 Arthur Holmes 1921: Terra 4 Ga Geólogo britânico - ( ) Por meio da série urânio chumbo conseguiu obter uma idade de 370 Ma (Devoniano) de rochas na Noruega
23 HISTÓRIA DA ESCALA DO TEMPO GEOLÓGICO
24 Métodos de datação absoluta Os métodos de datação radiométrica só foram completamente desenvolvidos e amplamente aplicados a partir dos anos 50 do século XX, quando a radioatividade se tornou mais completamente entendida e os equipamentos necessários (espectrômetro de massa) para a sua aplicação na datação fossem desenvolvidos.
25 Princípios básicos Decaimento radiativo * reação espontânea que ocorre dentro do átomo instável que se transforma em outro átomo estável Elemento-pai ou Nuclídeo-pai Elemento-filho ou Nuclídeo-filho (RADIOATIVO) (RADIOGÊNICO) * Decaimento alfa, beta ou por captura de elétrons
26 Princípios básicos Série de decaimento radioativo do Urânio 238 para Chumbo 206. Neste processo, a emissão de Partículas alfa e beta transforma o Urânio 238 (radiativo) em chumbo 206 (radiogênico), um elemento estável.
27 Princípios básicos Elemento-pai ou Nuclídeo-pai (RADIOATIVO) Tempo de decaimento Meia-vida Elemento-filho ou Nuclídeo-filho (RADIOGÊNICO)
28 Princípios básicos Dentre os inúmeros isótopos radioativos existentes na natureza apenas cinco tem meias vidas suficientemente longas, para serem utilizadas na datação de materiais geológicos. Elemento Pai Elemento Filho (radioativos) (radiogênicos) Rubídio (87 4,8 Nd) 1,06 Pb) 1,4 Pb) 0,70 (206Pb) 4,5 Ar) 4,2 Rb) Estrôncio (87 Sm) Neodímio (143 Th) Chumbo (208 U) Chumbo (207 Urânio (235 Urânio Sr) Argônio (40 Samário (147 Tório (232 Ar) (Ga) 1,3 K) Potássio (40 (238U) Rênio (187 Re) Chumbo Meia vida (t1/2) Ósmio (187
29 Princípios básicos Datação radiométrica baseia-se na acumulação de elementos filhos, a partir do decaimento de um tipo de átomo pai É NECESSÁRIO CONHECER: No DE ÁTOMOS PAI, ÁTOMOS FILHOS E A TAXA DE DECAIMENTO OU A MEIA-VIDA DO PAI
30 Princípios básicos Os/Re Rb/Sr; Sa/Ne Espectrômetros de massa
31 Espectrômetro de massa Mass Spectrometer detecção de elementos com concentrações de até n partes por trilhão (ppt).
32 Escala do tempo geológico
33 15 4,5 Bilhões de anos Origem da Vida
34 História da Terra
35 4. A ORÍGEM DE NOSSO SISTEMA PLANETÁRIO
36 DO BIG BANG À TERRA 4,5 BILHÕES DE ANOS 10 BILHÕES DE ANOS BIG BANG TERRA
37 Orígem do universo: Teoria do Big Bang. A grande explosão aconteceu à 14 billões de anos, a partir de um ponto onde se concentrava toda a matéria, esse ponto era extremamente denso tornou-se instável e explodiu. Desde então até hoje o universo continua a se expandir.
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40 Do que é composto o Universo? GALÁXIAS SISTEMAS SOLARES PLANETAS MATÉRIA ESCURA GALAXIAS Um grande conjunto de estrelas (100 bilhões) + poeira + gas Ficam juntas por força gravitacional
41 Três tipos de galáxias Espiral Estrelas poeira e gas que giram a partir de um centro Eliptica Forma de ovo; quase não tem poeira + gas entre as estrelas; Irregular Não tem forma definida; menor do que as outras e tem
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43 A hipótese da Nebulosa:
44 Nebulosa Solar (nuvem gasosa mais poeira cósmica) cresceu quente.
45 Achatamento ( disco) e rotação: maior calor na região mais interna. Disco nebulosa, uma vez formada, iniciou seu resfriamento e muitos dos gases se condensaram.
46 ATRAÇÃO GRAVITACIONAL forçou a acresção da poeira cósmica e material condensado em planetésimos. É ela que mantém a Terra e os outros planetas do Sistema Solar e o próprio Sol, coesos.
47 O COMEÇO DO COMEÇO 4.56 BILHÕES DE ANOS ATRÁS Courtesy of NASA/JPL-Caltech
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49 Choques entre planetésimos; re-arranjo do material no espaço: formação dos 8 planetas do sistema solar em suas órbitas atuais.
50 SOL PLANETAS INTERNOS (TERRESTRES) MAIS DENSOS Planetas externos (gigantes); têm atração gravitacional suficiente para atrair os constituintes nebulosos mais leves; podem possuir núcleos rochosos
51 A FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR E PORTANTO DA TERRA, DOS PLANETAS E DOS ASTERÓIDES OCORREU HÁ 4,57 BILHÕES DE ANOS (ba)
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55 Retornando ao COMEÇO DO COMEÇO
56 O COMEÇO DO COMEÇO 4.56 BILHÕES DE ANOS ATRÁS Courtesy of NASA/JPL-Caltech
57 05. A Terra Primitiva
58 INICIO DA HISTÓRIA DA TERRA UMA ESFERA DE MATERIAL FUNDIDO
59 TERRA (4,4 Ga)
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61 Com o Resfriamento da Terra forma-se a crosta primitiva
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63 PORQUE A TERRA ERA QUENTE? Quais eram os mecanismos de aquecimento do corpo primitivo?
64 Impacto de planetésimos: energia de movimento transforma-se em calor;
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66 Compressão gravitacional: redução de volume, causando aumento na temperatura interna PT < PG Contração
67 Desintegração de elementos radioativos: (U,Th, K, etc.) Rb
68 CENÁRIO HÁ 4,57 Ga: Terra Fundida; Energia Interna; Girando no Sistema Solar
69 Consequência principal: ESTRUTURAÇÃO INTERNA: via reorganização de compostos químicos DIRIGIDA pela densidade dos compostos e pela temperatura e pressão de equilíbrio.
70 Material mais pesado afunda e segue para o interior da Terra; Material mais leve flutua A subida de material mais leve teria trazido o calor para a superfície e dissipando-o A Terra vai resfriando e solidificando, transformando-se em um planeta zonado e diferenciado em 3 camadas principais: Núcleo, Crosta e o Manto separando as duas zonas
71 EVOLUÇÃO DO PLANETA TERRA ASSOCIA-SE A DIFERENCIAÇÃO TRANSFORMAÇÃO DE UMA MISTURA CAÓTICA DE MATERIAIS EM UM CORPO ESTRUTURADO EM CAMADAS CONCÊNTRICAS QUE DIFEREM ENTRE SI QUIMICAMENTE E FISICAMENTE
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73 Entre e Km de altitude ocorrem duas regiões em forma de circulos achatados denominadas de CINTURÃO DE VAN ALLEN Compostas de eletrons + protons viajando em alta velocidade (~600Km/s) Outras particulas carregadas elétricamente (vento solar)
74 Magnetosfera: Parte externa da atmosfera, na qual o campo magnético da Terra se encontra confinado região ocupada pelo campo magnético o escudo magnético da Terra
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76 TEMPESTADES MAGNÉTICAS / ERUPÇÕES SOLARES Aumenta a densidade de partículas no vento solar ( 10 particulas/cm3). Parte bloqueada pelo campo geomagnético.
77 Nos polos as partículas penetram até a atmosfera superior (alt. 80 km) Ao interagir com os átomos da atmosfera produzem as chamadas AURORAS
78 Hemisferio Norte Aurora Boreal Hemisfério Sul: Aurora Austral
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80 A TERRA PRIMITIVA: FORMAÇÃO DE UM PLANETA EM CAMADAS
81 A TERRA PRIMITIVA: FORMAÇÃO DE UM PLANETA EM CAMADAS Formação da Lua
82 Simulação Computacional por H.J. Melosh (University of Arizona)
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85 Formação da Lua
86 Formação da Lua
87 Vista a partir da Lua recem formada A Terra poderia estar tão quente quanto o Sol por uns 10,000 anos
88 A Terra começa a esfriar
89 Formação dos ocêanos:
90 A primeira aparição da Lua
91 Voltando à Terra... Formação da Terra por camadas:
92 Diferenciação da Terra primitiva:
93 Crosta Manto Ferro líquido do núcleo externo Ferro sólido do núcleo interno
94 A composição química da Terra: Toda a Terra: Fe+O+Si+Mg = 93% Crosta: O+Si+Al = 82% Fig. 1.7
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96 A TERRA COMO UM SISTEMA DE COMPONENTES INTERATIVOS:
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99 A Crosta: Os continentes são feitos de material mais leve assim que, literalmente flotam sobre um material mais denso: 0 (km) Crosta oceânica 10 (3.0 g/cm3) Manto 40 (3.4 g/cm3) 50 Crosta continental (2.8 g/cm3) A distância horizontal não está a escala Moho discontinuidade
100 A crosta continental menos densa flota sobre o manto mais denso
101 O sistema das placas tectónicas:
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105 Whole-mantle convection Mantle Outer core Inner core Upper mantle 700 km Lower mantle 2900 km Outer core
106 Convecção de todo o Manto: Upper mantle 700 km Lower mantle 2900 km Outer core
107 Convecção Estratificado Boundary near 700 km separates the two convection systems.
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