Livro 1

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Física do Meio Ambiente
Responsável pelo Conteúdo:
Prof. Dr. Francisco de Assis Cavallaro
Revisão Textual:
Prof. Me. Luciano Vieira Francisco
A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
 
 
• Conhecer sobre a formação e estrutura do Sistema Solar e acerca da origem e estrutura 
interna do planeta Terra.
OBJETIVO DE APRENDIZADO 
• Sistema Solar;
• Formação do Planeta Terra.
UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
Sistema Solar
Formação do Sistema Solar e dos Planetas
Atualmente, a hipótese mais aceita para a formação do Sistema Solar é deno-
minada teoria nebular, inicialmente proposta em 1755 por Emanuel Swedenborg, 
pelo filósofo alemão Immanuel Kant e desenvolvida em 1796 pelo matemático e 
físico francês Pierre-Simon de Laplace. Argumenta-se que o Sistema Solar se origi-
nou há, aproximadamente, 4,65 bilhões de anos, quando uma nuvem de poeira e 
gás molecular – essencialmente de Hidrogênio (H2) – contraiu-se e formou estrelas, 
incluindo o Sol. Essa nuvem de gás e poeira é chamada de Nebulosa Solar (Figura 1).
Figura 1 – Ilustração artística de uma nebulosa solar
Fonte: Wikimedia Commons
Com o início da contração da nuvem molecular, a sua própria força gravita-
cional causou uma aceleração radial nessa nuvem, e torques externos fizeram 
aumentar a sua rotação, variando progressivamente seu momento angular até, 
por fim, atingir um valor constante. Após o aumento contínuo de sua rotação, a 
massa de gás em rotação assumiu uma forma de disco com uma concentração 
central, dando origem ao Sol.
Uma parte residual do gás, que não foi incorporada ao Sol, permaneceu 
orbitando em torno desse, formando um disco de gás em rotação, denominado 
disco protoplanetário.
No processo de formação do disco protoplanetário, composto, principalmente, de 
hidrogênio e hélio e alguns átomos mais pesados, mediante o processo de colapso 
gravitacional e a conservação do momento angular, ocorreu a acreção de matéria, 
que é a aglutinação de grãos, formando objetos maiores.
À medida que esses corpos adquiriam massa no processo de acreção, a força 
gravitacional vencia o atrito interno, porém, em decorrência da colisão das partículas 
do disco de acreção e da simetria esférica da força gravitacional, a protoestrela e os 
protoplanetas foram se tornando esféricos.
8
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Com o colapso da nuvem molecular e com o seu posterior resfriamento, houve 
uma rápida condensação dos materiais, dando origem aos planetesimais.
Continuando o processo de acreção de material, outros objetos maiores foram 
originados, os chamados núcleos planetários.
Na parte externa do Sistema Solar, onde o material condensado da nebulosa 
continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingir massas dez vezes 
maiores do que a da Terra, ficando ainda maiores, atraindo mais gás hidrogênio e 
hélio do seu redor, dando origem aos planetas jovianos ou gasosos.
Na parte interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos planetá-
rios não puderam crescer muito, dando origem aos planetas telúricos ou rochosos.
Composição do Sistema Solar
O Sistema Solar (Figura 2) é constituído pelo Sol e todos os corpos celestes que 
estão sob seu domínio gravitacional.
Figura 2 – Composição do Sistema Solar
Fonte: Adaptado de Wikimedia Commons
Além do Sol, no Sistema Solar há oito planetas e seus satélites, planetas-anões, 
diversos asteroides, cometas, meteoroides e meteoritos, grãos de poeira etc. 
Os planetas mais próximos do Sol (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte), mostrados 
na Figura 3, possuem em comum uma crosta sólida e rochosa, classificados como 
planetas telúricos ou rochosos.
Figura 3 – Planetas telúricos (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte)
Fonte: solarsystem.nasa.gov
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
Os outros quatro planetas, ditos gigantes gasosos ou planetas jovianos (Júpiter, 
Saturno, Urano e Netuno), são os componentes de maior massa do sistema solar 
após o Sol e são mostrados na Figura 4:
Figura 4 – Planetas jovianos (Júpiter, Saturno, Urano e Netuno)
Fonte: Adaptado de photojournal.jpl.nasa.gov
Conforme a classificação atual de planeta dada pela União Astronômica 
Internacional (UAI), em sua Resolução de 24 de agosto de 2006, há no Sistema 
Solar cinco planetas-anões: Ceres, Plutão, Haumea, Makemake e Éris.
O único que se encontra próximo do centro do Sistema Solar é Ceres. Já os outros 
quatro planetas-anões estão localizados além da órbita de Netuno.
Planetas
Segundo a mesma Resolução da UAI, planeta é um corpo celeste que:
• Está em órbita ao redor do Sol; 
• Tem massa suficiente para que a sua própria gravidade supere a sua rigidez, 
fazendo adquirir equilíbrio hidrostático (forma praticamente esférica);
• Tenha limpado a vizinhança de sua órbita.
Importante!
A principal diferença entre estrela e planeta é que na estrela ocorrem reações de fusão 
nuclear que geram energia e fazem com que brilhe, já o planeta apenas brilha por um 
efeito de reflexão da luz que recebe.
Algumas propriedades dos planetas telúricos e jovianos podem ser verificadas 
na Tabela 1:
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Tabela 1 – Algumas propriedades dos planetas
Mercúrio Vênus Terra Marte Júpiter Saturno Urano Netuno
Diâmetro 
equatorial (km)
4.878 12.100 12.756 6.786 142.984 120.536 51.108 49.538
Distância média 
ao Sol (UA)
0,387 0,723 1 1,524 5,203 9,539 19,18 30,06
Período de revolução
(d = dias, a = anos)
87,9d 224,7d 365,25d 686,98d 11,86a 29,46a 84,04a 164,8a
Período de rotação
(d = dias, h = hora)
58,6d –243d 23h56 24h37 9h48 10h12 −17h54 19h6
Inclinação do eixo 0,1° 177° 23° 27’ 25° 59’ 3° 05’ 27° 44’ 98° 30°
Inclinação da órbita
em relação eclíptica
7° 3,4° 0° 1,9° 1,3° 2,5° 0,8° 1,8°
Massa (kg) 3,30 × 1023 4,87 × 1024
5,97 × 
1024
6,42 × 
1023
1,90 × 
1027
5,69 × 
1026 8,70 × 10
25 1,03 × 1026
Densidade (g/cm3) 5,4 5,2 5,5 3,9 1,3 0,7 1,3 1,6
Temperatura (C)
(S = Sólido, n = nuvens)
407(S)dia 
−183(S)noite
−43(n) 
470(S) 22(S) −23(S) −150(n) −180(n) −210(n) −220(n)
Gravidade superfi cial em 
relação à Terra (gTerra)
0,37 0,88 1 0,38 2,64 1,15 1,17 1,18
Principais componentes
da atmosfera
Traços de Na, 
He, H, O
98%CO2, 
3,5%N2
78%N2, 
21%O2
95%CO2, 
3%N2
90%H2, 
10%He
97%H2, 
3%He
83%H2, 
15%He, CH4
74%H2, 
25%He, CH4
Fonte: Adaptada de ufrgs.br
Classificação dos Planetas
Os planetas do Sistema Solar podem ser classificados em três grupos:
• Terrestres ou telúricos: são planetas pequenos, sólidos, com densidade variando 
de média a elevada, composição química da atmosfera tipicamente de elementos 
pesados, possuindo poucos satélites e são próximos ao Sol;
• Jovianos ou gasosos: são planetas grandes, compostos majoritariamente de 
gás, possuindo densidade variando de média à baixa, com atmosferas bem 
espessas e de composição química leve, tendo muitos satélites;
• Planetas-anões: são planetas com características intermediárias entre os outros 
dois tipos, mas mesmo sendo esféricos, possuem dimensões reduzidas, o que os 
impedem de varrer a própria órbita, ou seja, sua força gravitacional os impossibilita 
de atrair outros corpos menores nas proximidades de sua órbita.
Movimento dos Planetas
O intervalo de tempo conhecido como dia claro é estabelecido pelo movimento 
diurno aparente do Sol, que nasce do lado chamado nascente ou oriente, move-se pela 
abóbada celeste e, finalmente, põe-se do outro lado, chamado de poente ou ocidente.
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
O período chamado noite é definido pelo movimento noturno aparente desde o 
instante em que o Sol se põe até o momento em que volte a nascer. Verificados esses 
dois movimentos, convencionou-se chamar de movimento diário aparente aquele em 
que os astros parecem realizar no céu no período de um dia.
Muitos modelos de movimentos dos planetas foram propostos para explicar as 
observações que se realizavam sobre o Sistema Solar. Conheceremos os principais 
modelos apresentados ao longo da história.
Modelo Geocêntrico
O geocentrismofoi uma ideia dominante durante toda a Antiguidade e Idade 
Média, sendo aprimorado por Ptolomeu, apesar de muitos filósofos gregos, como 
Aristóteles, terem defendido a teoria do geocentrismo antes.
Ptolomeu explicou o movimento dos planetas mediante uma combinação de cír-
culos: o planeta move-se ao longo de um pequeno círculo, denominado epiciclo, 
cujo centro desliza sobre um círculo maior (deferente). O planeta Terra fica posicio-
nado um pouco afastado do centro desse círculo maior.
A novidade introduzida por Ptolomeu foi o equante, ao qual o centro do epiciclo 
se move a uma taxa uniforme, e que tinha o objetivo de explicar o movimento não 
uniforme dos planetas, conforme a Figura 5:
PLANETA
EPICICLO
DEFERENTE
TERRA
EQUANTE
A
Q
C
Figura 5 – Movimento aparente dos astros com epiciclos de Ptolomeu
Fonte: Adaptado de igrejafonte.org
O que Ptolomeu pretendia com esse modelo era prever a posição dos planetas de 
forma correta, o que foi razoavelmente conseguido, fazendo o seu modelo geocên-
trico permanecer em uso por 1.300 anos.
Modelo Heliocêntrico
O modelo heliocêntrico é a teoria que coloca o Sol praticamente no centro do 
Universo. No século XVI, Nicolau Copérnico, um matemático e astrônomo polonês, 
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foi o primeiro a apresentar um modelo consistente e completo de um sistema ba-
seado no modelo heliocêntrico. As contribuições mais importantes realizadas por 
Copérnico foram as seguintes:
• Introduziu o conceito de que a Terra é apenas um dos seis planetas (então 
conhecidos) girando em torno do Sol;
• Colocou os planetas, até então conhecidos, em ordem de distância ao Sol;
• Determinou as distâncias dos planetas ao Sol, com referência à distância da 
Terra ao Sol;
• Deduziu que quanto maior a proximidade do planeta ao Sol, maior é sua ve-
locidade orbital, explicando facilmente o movimento retrógrado dos planetas 
(Figura 6) sem utilizar os epiciclos.
Figura 6 – Movimento retrógrado dos planetas
Fonte: Adaptado de astro.iag.usp
No entanto, ainda sem a devida precisão e um tanto confuso, o modelo heliocên-
trico de Copérnico (Figura 7) foi mais tarde aprimorado por Johannes Kepler que, 
por sua vez, foi explicado de forma causal por Isaac Newton, fazendo uso da Lei da 
gravitação universal, sendo o modelo atualmente constituído e aceito.
Figura 7 – Modelo heliocêntrico de movimento dos planetas
Fonte Adaptado de Wikimedia Commons
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
Leis de Kepler
Antes do estabelecimento dos princípios da mecânica por Isaac Newton, que 
permitiu o estudo dinâmico dos movimentos dos corpos celestes, os conhecimentos 
relacionados à cinemática eram obtidos por meio de observações.
A dedução das três leis de Kepler, cuja publicação de suas duas primeiras leis do 
movimento planetário aconteceu em 1609 e a publicação da terceira ocorreu em 
1619, isto é, antes da publicação de Newton, foram essenciais para os estudos futuros.
Lei das Elipses
Kepler demonstrou que as órbitas estão em planos que contêm o Sol e descobriu 
que se tratavam de elipses, definindo a primeira Lei: a órbita de cada planeta 
forma uma elipse, com o Sol situado em um dos seus dois focos (Figura 8).
r’
b
c
r
a
P
F1 F2
Sol
Planeta
d
Figura 8 – Ilustração da primeira Lei de Kepler
Fonte: Adaptado de if.ufrgs
Lei das Áreas
Kepler investigou as velocidades dos planetas, postulando que o movimento é 
mais rápido nos pontos da órbita mais próximos do Sol, expressando analiticamente 
esse fato, considerando o segmento de reta que une o planeta ao Sol e definindo 
a segunda Lei: o raio vetor que liga o planeta ao Sol varre áreas iguais em 
intervalos de tempo iguais (Figura 9).
Áreas iguais
em horas iguais
Planeta
Sol
Figura 9 – Ilustração da segunda Lei de Kepler
Fonte: Adaptado de mattysparadigm.org
14
15
1 2
1 2
=
∆ ∆
A A
t t (1)
Onde:
A1: área 1;
A2: área 2;
∆t1: intervalo de tempo 1;
∆t2: intervalo de tempo 2.
Lei Harmônica
Kepler trabalhou durante 10 anos até apresentar a terceira Lei: o quadrado do 
período de translação de um planeta é proporcional ao cubo de sua distância 
média ao Sol.
2 3.=T k R (2)
2
2 34 .π=T R
GM
 (3)
Em que:
T: período de revolução do planeta;
R: raio da órbita;
G: constante universal da gravidade;
M: massa do Sol.
A razão dos quadrados dos períodos orbitais (T) para dois planetas é igual a razão 
dos cubos de seus eixos semiprincipais (R):
2 3
1 1
2 2
   
=   
   
T R
T R
 (4)
Em que:
T1: período de revolução do planeta 1;
T2: período de revolução do planeta 2;
R1: eixo semiprincipal do planeta 1;
R2: eixo semiprincipal do planeta 2.
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
Lei da Gravitação Universal
Antes de Newton, Kepler já havia suspeitado que alguma força atuaria para manter 
os planetas em órbita ao redor do Sol, atribuindo as órbitas elípticas em decorrência 
de uma força de atração magnética entre os planetas e o Sol.
Seguindo uma linha de raciocínio semelhante, Newton descobriu sua lei da 
gravitação universal, comprovou-a por meio do movimento da Lua e explicou o 
movimento dos planetas. Deduziu, então, que:
 
1 2
2
=
Gm mF
r (5)
Em que r é a distância que separa os dois corpos e G é conhecida como a 
constante universal de gravitação G = 6,67 × 10−11 Nm²/kg². O sinal negativo é 
decorrente do caráter atrativo da força gravitacional. 
Newton combinou as suas três leis de movimento e a lei da gravitação para 
deduzir teoricamente as leis empíricas de Kepler, lembrando que Kepler não 
construiu uma teoria (como fez Newton), mas deduziu as leis a partir de dados 
observacionais levantados por Tycho Brahe.
Formação do Planeta Terra
O planeta Terra formou-se há cerca de 4,65 bilhões de anos (Figura 10), oriundo 
da acreção de matéria densa e quente que foi resfriando com o passar do tempo.
O material mais pesado, como o ferro, ficou concentrado no interior do Planeta. 
Já os materiais mais leves (gases) ficaram na superfície. Com isso, o planeta Terra 
originou-se em camadas distintas.
Figura 10 – Planeta Terra
Fonte: Semanticscholar.org
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Algum tempo após a formação do Planeta, um objeto aproximadamente do 
tamanho de Marte atingiu a Terra. Com o impacto, uma chuva de detritos espalhou-
-se no espaço. A parte restante reagrupou-se no atual planeta. A porção da mistura 
que se manteve em órbita veio a formar a Lua, sendo a teoria aceita atualmente, 
sobretudo pela comprovação de que parte de alguns isótopos de oxigênio presentes 
em rochas trazidas da Lua são iguais a da Terra.
Eras Geológicas
Para se entender a estrutura da Terra é necessário conhecer o tempo geoló-
gico, dividido em eras, que são subdivididas em períodos e estes se dividem em 
épocas (Figura 11). O conjunto que reúne as eras geológicas é conhecido como 
escala geológica. Cada era e os seus respectivos períodos são marcados por 
acontecimentos importantes da história da Terra como, por exemplo, o surgi-
mento das primeiras formas de vida.
Figura 11 – Ilustração artística de espiral do tempo geológico da Terra
Fonte: Adaptado de ead.senar.org
A primeira é a chamada Era Pré-Cambriana, que se divide em três períodos:
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
• Azoico: por volta de 4,6 bilhões de anos atrás. Esse período é marcado pela 
não existência de vida e durou bilhões de anos – a fase cósmica da Terra;
• Arqueozoico e proterozoico: nesse período passaram a surgir os seres unice-
lulares e invertebrados (algas e bactérias) – formação das rochas magmáticas;
• A Era Paleozoica está dividida nos períodos permiano, carbonífero, devoniano, 
siluriano, ordoviciano e cambriano, nos quais houve a existência de rochas sedi-
mentares e metamórficas. Surgiram também os peixes e os primeiros répteis.
A próxima foi a Era Mesozoica, dividida pelos períodos cretáceo, jurássico e 
triássico. Surgiram mamíferos, aves e répteis gigantescos (dinossauros), grandes 
florestas e rochas sedimentares e vulcânicas.
Já na Era Cenozoica existiram dois períodos,quaternário e terciário. Este último 
teve cinco épocas: plioceno, mioceno, oligoceno, eoceno e paleoceno. Nesse período 
houve o desenvolvimento dos mamíferos e fanerógamos. Os répteis gigantes foram 
extintos e formou-se as bacias sedimentares.
No período do quaternário existiram duas épocas: holoceno e pleistoceno. Houve 
a glaciação no Hemisfério Norte, formação das bacias sedimentares recentes e o 
aparecimento do homem – a divisão cronológica é apresentada na Figura 11.
Estrutura do Planeta Terra
O interior da Terra, como nos outros planetas telúricos, é dividido em camadas 
relacionadas às suas propriedades químicas e físicas. A diferença aos outros planetas 
telúricos ou rochosos, é que o planeta Terra tem um núcleo interno e um núcleo 
externo distintos.
Camadas e Composição
O conhecimento da estrutura interna da Terra deve-se, essencialmente, ao 
estudo da propagação das ondas sísmicas geradas pelos terremotos. Essas ondas 
são propagações de energia que produzem vibração na crosta terrestre. A medição 
dessas ondas é realizada por intermédio de sismógrafos, aferindo a velocidade de 
propagação das ondas dos abalos sísmicos.
O modelo da estrutura interna do Planeta (Figura 12) distingue três grandes 
camadas concêntricas: a crosta, o manto e núcleo.
As camadas estão separadas por descontinuidades que são limites definidos por 
mudanças na densidade e composição dos materiais.
A crosta encontra-se separada do manto pela descontinuidade de Mohorovicic, 
localizada a profundidades que variam entre 30 e 70 km.
O manto está separado do núcleo pela descontinuidade de Wiechert-Gutenberg, 
localizada a cerca de 2.900 km de profundidade. 
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Figura 12 – Camadas geológicas do planeta Terra
Fonte: Adaptado de cartografica.ufpr
Crosta Terrestre
A crosta terrestre, chamada também de litosfera, é uma região sólida, formada 
principalmente por rochas a base de silício, magnésio e alumínio, e é constituída 
por placas tectônicas em constante movimento, sendo divididas em duas camadas:
• Sial: camada de rochas a base de silício e alumínio, de densidade mais leve, 
presentes na crosta continental;
• Sima: camada de rochas a base de silício e magnésio, com maior densidade, 
predominando no fundo dos oceanos.
As duas camadas são ilustradas na Figura 13:
Figura 13 – Identifi cação das camadas Sial e Sima
Fonte: Adaptado de Wikimedia Commons
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
Manto Terrestre
O manto é formado por materiais silicatos em estado pastoso, chamados 
de magma. Ocupa cerca de 80% do volume do Planeta e fica logo abaixo da 
litosfera, chegando a até 2.900 km abaixo da superfície. A sua temperatura varia 
de 100 ºC, na região em contato com a litosfera, até 3.500 ºC próximo ao núcleo. 
Essa grande diferença da temperatura do manto é causada pelas correntes de convecção 
(Figura 14) originadas no manto, que movimentam as placas tectônicas na litosfera.
Figura 14 – Correntes de convecção no manto terrestre
Fonte: Adaptado de mappingignorance.org
O manto superior é constituído, sobretudo, de silicatos que contêm magnésio 
e ferro. Estudos revelaram que alterações de pressão e temperatura alteram 
as propriedades e a forma desses silicatos, onde começam a se fundir sob as 
condições do manto superior. Em grandes profundidades, tais silicatos apresentam 
uma estrutura cristalina mais compacta, devido às altas pressões presentes. 
Na parte da litosfera oceânica, a espessura dessa camada é de cerca de 100 km, 
podendo ser bem fina em algumas regiões.
Próximo à litosfera, o manto, indicado na Figura 15, apresenta diminuição de 
sua temperatura. A cerca de 100 km, aproxima-se da temperatura de fusão das 
rochas do manto, fundindo alguns dos silicatos presentes.
Na profundidade de 200 a 400 km há aumento da pressão, mas a temperatura 
aumenta mais devagar, devido aos efeitos de convecção na astenosfera. Entre 420 e 
650 km as propriedades do manto pouco se alteram com o aumento da profundidade.
No limite núcleo-manto, cerca de 2.890 km de profundidade, ocorre uma mudança 
extrema nas propriedades, onde o material muda de uma rocha silicática sólida para 
uma liga de ferro líquida. Ocorre também grande aumento da densidade dos mate-
riais, da ordem de 2,2 vezes, fazendo com que a fronteira entre o manto e núcleo 
seja plana, impedindo qualquer mistura.
20
21
(km) 0
100
200
300
400
500
600
700
800
900
3 4 5 6 7
Aumento da velocidade das ondas sísmicas (km/s)
Manto
superior
Manto
inferior
Litosfera
Astenosfera
Mesosfera
Crosta terrestre
Figura 15 – Manto superior e inferior e o aumento da velocidade das
ondas sísmicas com o aumento da profundidade no planeta Terra
Núcleo Terrestre
O núcleo (Figura 16) é a camada mais interior do planeta Terra e é formado 
principalmente por níquel e ferro. As temperaturas chegam a 5.000 ºC. O núcleo 
interno encontra-se em estado sólido, sendo “revestido” pelo núcleo externo, que se 
apresenta em estado líquido-plástico.
Núcleo
interno
sólido
Manto
PKIKP
PKP
PKiKP
PP
PcP P
ScS
SS
Núcleo
externo
líquido
Crosta
10,0000
Quilômetros
S
Figura 16 – Propagação de ondas sísmicas na parte interna do manto e núcleo
O conhecimento da composição do núcleo foi obtido devido a estudos de dados 
astronômicos, experimentos de laboratório e a dados sísmicos.
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
A massa do núcleo (cerca de um terço da massa total da Terra) é altamente den-
sa, o que é explicado pela presença dos metais ferro e níquel, que são abundantes 
no Cosmos. A teoria sobre a formação do núcleo da Terra é baseada no processo 
de diferenciação.
Diferenciação é o processo de migração dos elementos mais densos para o centro do 
Planeta e dos mais leves para a sua superfície.
A camada do núcleo começa em 2.900 km, chegando aos 6.370 km. Atualmente, 
o núcleo é dividido em duas subcamadas, classificadas de acordo com os seus respec-
tivos estados físicos: o núcleo interno e o núcleo externo.
O núcleo externo é líquido, apresentando alta fluidez, com viscosidade seme-
lhante à da água, em razão de sua temperatura perto dos 3.000 ºC. A sua extensão 
vai de 2.900 km até os 5.150 km. Sua composição é de Fe (≅ 90%), Ni (≅ 10%) e de 
pequenas quantidades de Si e S. Devido à convecção e rotação terrestre, assume-se 
que o núcleo externo seja homogêneo.
O núcleo interno, com cerca de 5.000 ºC, é sólido, sobretudo por causa da 
presença de elevada pressão, em torno de três milhões de vezes maior do que a 
pressão atmosférica ao nível do mar. É composto por uma liga metálica maciça de 
níquel-ferro, chamada também de NiFe.
Leia sobre a pesquisa que revela o núcleo desconhecido com cristais de ferro. 
Disponível em: https://bbc.in/3frOv0k
Campo Magnético da Terra
O campo magnético da Terra, ou magnetosfera, é uma área ao redor do Planeta 
influenciada pelo campo de energia criado pelo magnetismo do núcleo terrestre.
Como o manto, o núcleo externo da Terra transporta a maior parte do calor por 
convecção. O manto terrestre, sendo um sólido viscoso que flui de forma muito lenta, 
possui correntes de convecção que criam regiões onde as temperaturas são expres-
sivamente mais altas ou mais baixas que a média do manto. Nessas regiões, a densi-
dade e velocidade das ondas sísmicas são menores ou maiores que no manto médio.
Observando o campo magnético da Terra é possível estudar a convecção presente 
na região do núcleo externo.
Sistema Geodínamo
O campo magnético interno da Terra comporta-se de modo semelhante a uma 
poderosa barra magnetizada, inclinada a 11º do eixo de rotação da Terra, localizada 
no centro do Globo, conforme mostrado na Figura 17.
22
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O campo magnético pode ser definido como linhas de força. As linhas do campo 
geomagnético apontam para fora do solo no Polo Norte Magnético e para dentro 
no Polo Sul Magnético, ou seja, comportam-se como um campo magnético dipolar 
(com dois polos).
Figura 17 – Campo magnético da Terra
Fonte: Afcea.org
Importante!
No Planeta Terra,o Polo Norte Magnético localiza-se próximo ao Polo Sul Geográfico e o 
Polo Sul Magnético localiza-se próximo ao Polo Norte Geográfico.
Além de a Terra realizar o movimento de rotação, o seu núcleo também se movi-
menta. Com base na teoria do geodínamo sobre a origem do magnetismo terrestre, 
conforme o movimento do núcleo vai ocorrendo, as partículas de ferro e níquel
colidem-se mutuamente, energizando os seus íons, o que, segundo essa teoria, origina
o campo magnético terrestre.
O campo magnético da Terra é fundamental para a vida no Planeta, servindo 
como um escudo de proteção contra os ventos solares. As linhas equipotenciais 
atuam desviando o vento solar, garantindo a proteção e conservação da atmosfera 
terrestre existente e a manutenção da vida no Planeta.
O campo magnético da Terra está se comportando de maneira imprevista – e intrigando 
cientistas, disponível em: https://bbc.in/3ftkXiH
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UNIDADE A Estrutura do Sistema Solar e da Terra
Material Complementar
Indicações para saber mais sobre os assuntos abordados nesta Unidade:
 Sites
O Campo Magnético da Terra está se Comportando de Maneira Imprevista – e Intrigando Cientistas
https://bbc.in/3ftkXiH
Pesquisa Revela Núcleo Desconhecido com Cristais de Ferro
https://bbc.in/3frOv0k
Como é Ross 128 b, o Recém-Descoberto Planeta Próximo à Terra com Melhores Condições para Abrigar Vida
https://bbc.in/2zXokOC
 Vídeos
9 Curiosidades Incríveis do Sistema Solar Que Você Nem Imaginava
https://youtu.be/zRddr-LMrGc
24
25
Referências
 GROTZINGER, J.; JORDAN, T. Para entender a Terra. 6. ed. Rio de Janei-
ro: Bookman, 2013.
OLIVEIRA FILHO, K. de S.; SARAIVA, M. de F. O. Astronomia e Astrofísica. 
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