Programa de Fundamentos de Ciências da Terra CM, BM, B

Transcrição

1 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

2 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, p.. Consultas: 4a feira 17oo - 19oo, sala

3 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

4 História de Ciências da Terra I Tales de Mileto VII-VI ac Empedocles V ac Aristóteles IV ac

5 História de Ciências da Terra II Gaius Plinius 23 dc Agosto 25, 79 Zhang Heng (78-139) Avicenna,Abū Alī Sīnā

6 História de Ciências da Terra III Georgius Agrícola ( ) e De ré metallica Niels Stensen ( )

7 História de Ciências da Terra IV James Hutton Georges Cuvier ( ) Henry Clifton Sorby ( )

8 História do Universo Não se sabe bem como o Universo vai acabar Universo observável Conhecimento a base de física teórica observações nos aceleradores de partículas Grand Unified Theory Não se sabe bem como funcionava a física

9 Evolução do Universo d ~ 5 x kg/m 3

10 Galaxias espirais 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

11 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

12 Evolução das estrelas no diagrama Hertzsprung -Russel

13 Evolução das estrelas medianas tipo solar 4 1 H + + 2e > 4 He MEv ( - neutrino) Por 1 segundo: 655 x 10 6 t H >> 650 x 10 6 t He. As 5x10 6 t da matéria, são convertidos em energia equivalente à l0 26 J/s Nova Estrela Gigante Vermelho Anã Branca

14 Evolução das estrelas grandes por via de supernova t= 1000a T=600 MºK T=1200 MºK t= 100a T=1600 MºK t= 10a 12 C + 12 C > 20 Ne + 4 He +E 20 Ne + 20 Ne > 24 Mg + 16 O +E 16 O + 16 O > 28 Si+ 16 O 4 He +E T=2700 MºK t= dias 28 Si + 28 Si > 56 Ni+ γ +E p + e +E > n +

15 Supernova - a explossão duma estrela Maciça X.0*m sol Supernova 1987a Nucleo Nébula de Caranguejo- o resto de supernova de 1057 Grande Nuvem de Magalhães al

16 Abundância dos elementos no Universo relativamente a Si Captura de p e n fusão

17 Sistema Solar

18 Os habitantes de sistema solar Planetas terrestres A Planetas Cinturão jovianos de Kuiper Nuvem de Ort Diámetro Terra =1 UA Densidade g/cm 3

19 Sistema Solar ctn

20 Harvard University

21 40 cm Meteoritos - Ourique 1998 H4 100 km Manicouagan 212Ma 0 h 45 GMT 28 Dec Ourique Meteoritos Pequenos (até alguns metros) 4.55Ga corpos de origem espacial, silicatados, metálicos ou mistos, que alcançaram a superfície terrestre após a passagem da atmosfera (meteores). Chicxulub, Yucatan Ma A origem de meteoritos: Cinturão de asteroides, Lua, Marte

22 Meteoritos - composição e classificação Aerolitos- silicatados 93% Condritos Condritos carbonáceos Acondritos Siderolitos - metálico silicatados 1.5% Sideritos - metálicos 5.7% Log abundância con. carbonáceos Log abundância fotosfera solar

23 500km r1850km Mercúrio

24 Venus

25 Lua Mare Crisium Mare Tranquilitatis

26 Marte

27 Asteroides 50 km C(carbonáceo, externo) S(rochoso, interno)

28 Júpiter 1994

29 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)

30 Saturno

31 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)

32 Sol UV -1996

33 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.

34 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

35 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

36 1,5*10 7 ºK Início do sistema solar : começo da actividade solar + colisões frequentes de planetesimais

37 Condensação dos materiais em nébula solar Metais e óxidos Gelos e outros Os compostos hidrogenados podem condensar a partir da chamada linha de gelos Metais Óxidos Compostos hidrogenados Gases Exemplos Fe, Ni, Ca, Al silicatos H 2 O, NH 3, CH 4 H, He Temperatura ºK de condensação < 150 Não condensam Abundância 0.2% 0.4% 1.4% 98%

38 Formação do Sistema solar 1.Fase de nébula até ca 4.6 Ga 2. Início da actividade solar e da fase de disco x*10 7 anos que inclui acreção da matéria e formação de planetesimais de composição diferenciada durante x*10 5 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