PDF DO MATERIAL "ESTRUTURANDO UM PLANETA" GEOLOGIA GERAL | Primeiro perildo Geo

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CAPÍTULO
ATerra é um lugar único, a casa de milhões de or-ganismos, incluindo nós mesmos. Nenhum outrolocal que já tenhamos descoberto tem o mesmo
delicado equilíbrio de condições para manter a vida. A
Geologia é a ciência que estuda a Terra: como nasceu, co-
mo evoluiu, como funciona e como podemos ajudar a pre-
servar os hábitats que sustentam a vida. Neste livro, estru-
turamos os temas da Geologia em torno de três conceitos
básicos, que vão aparecer em quase todos os capítulos: (1)
a Terra como sistema de componentes interativos; (2) a
tectônica de placas como uma teoria unificadora da Geo-
logia; e (3) as mudanças do sistema Terra ao longo do
tempo geológico. Este capítulo oferecerá uma ampla vi-
são de como os geólogos pensam. Ele começa com o
método científico, ou seja, a abordagem objetiva do
universo físico na qual toda investigação científica é baseada. Com este livro, você
verá o método científico em ação à medida que descobrir como os geólogos obtêm
e interpretam as informações sobre o nosso planeta. Depois desta introdução, des-
creveremos as explanações científicas geralmente mais aceitas de como a Terra foi
formada e de por que ela continua a mudar.
Veremos que nosso planeta trabalha como um sistema de muitos componentes in-
terativos sob sua superfície sólida, em sua atmosfera e em seus oceanos. Muitos des-
ses componentes – por exemplo, a bacia atmosférica de Los Angeles, os Grandes La-
gos, o vulcão Mauna Loa, no Havaí, e as florestas tropicais brasileiras – são, por sua
vez, subsistemas complexos. Para entender as várias partes da Terra, costumamos es-
tudar seus subsistemas separadamente, como se cada um deles existisse sozinho. En-
tretanto, para obter uma perspectiva completa de como a Terra funciona, precisamos
entender os modos como seus subsistemas interagem entre si – por exemplo, como os
gases de um vulcão podem ocasionar mudanças climáticas ou como os organismos vi-
vos podem modificar a atmosfera e, por sua vez, serem afetados por essas mudanças.
Devemos entender, também, como o sistema Terra evoluiu ao longo do tempo. Você
irá perceber que, enquanto lê estas páginas, sua idéia de tempo começará a mudar. Uma
visão geológica do tempo deve acomodar intervalos tão vastos que nós, às vezes, temos
dificuldades de compreendê-los. Os geólogos estimam que a Terra tem cerca de 4,5 bi-
lhões de anos. Antes de 3 bilhões de anos atrás, células vivas desenvolveram-se sobre a
O método científico 26
As teorias e as práticas modernas da
Geologia 27
A origem do nosso sistema 
planetário 28
A Terra primitiva: formação de um
planeta em camadas 30
A Terra como um sistema de
componentes interativos 36
A Terra ao longo do tempo geológico 39
“Eu digo à minha esposa que a água fresca em seu copo
não é tão fresca assim. Seus átomos têm nada menos do
que 14 bilhões de anos.”
ASTRÔNOMO ANDY MCWILLIAM
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Para Entender a Terra26
Terra, mas nossa origem humana ocorreu há apenas poucos mi-
lhões de anos – meros centésimos percentuais de toda a existên-
cia da Terra. As escalas que medem as vidas dos indivíduos em
décadas e marcam períodos da História humana, escrita em cen-
tenas ou milhares de anos, são inadequadas para estudar a Terra.
Os geólogos devem explicar eventos que evoluíram em dezenas
de milhares, centenas de milhares ou muitos milhões de anos.
O método científico
O objetivo de toda a Ciência é explicar como o Universo fun-
ciona. O método científico, que todo cientista adota, é um pla-
no geral de pesquisa baseado em observações metodológicas e
experimentos (Figura 1.1). Os cientistas acreditam que os
eventos físicos têm explicações físicas, mesmo quando estão
além da nossa capacidade atual de entendimento.
Quando os cientistas propõem uma hipótese – uma tentativa
de explicação baseada em dados coletados por meio de observa-
ção e experimentação –, eles a submetem à comunidade científi-
ca para que seja criticada e repetidamente testada contra novos
dados. Uma hipótese que é confirmada por outros cientistas ob-
tém credibilidade, particularmente se prediz o resultado de novos
experimentos.
Uma hipótese que sobreviveu a repetidas mudanças e acumu-
lou um significativo corpo de suporte experimental é elevada à
condição de teoria. Embora a força explanatória e preditiva de
uma teoria tenha sido demonstrada, ela nunca pode ser conside-
rada definitivamente provada. A essência da Ciência é que ne-
nhuma explicação, não importa o quão acreditada ou atraente, é
exatamente concordante com o problema. Se evidências novas e
convincentes indicam que uma teoria está errada, os cientistas
podem modificá-la ou descartá-la. Quanto mais tempo uma teo-
ria resiste a todas as mudanças científicas, tanto mais confiável
ela será considerada.
Um modelo científico é a representação de algum aspecto
da natureza com base em um conjunto de hipóteses (incluindo,
geralmente, algumas teorias bem estabelecidas). A comparação
entre as predições do modelo e as observações feitas é uma ma-
neira eficaz de testar se as hipóteses discutidas pelo modelo são
mutuamente consistentes com ele. Atualmente, os modelos cos-
tumam ser formulados em termos de programas computadori-
zados, que procuram simular o comportamento de sistemas na-
turais por meio de cálculos numéricos. As simulações compu-
tadorizadas são importantes, por permitirem que se entendam
aspectos do comportamento de sistemas de longa duração que
nem as observações de campo nem os experimentos laborato-
riais sozinhos poderiam elucidar.
Para encorajar a discussão de suas idéias, os cientistas as
compartilham com seus colegas, juntamente com os dados em
que elas se baseiam. Eles apresentam suas descobertas em en-
contros profissionais, publicam-nas em revistas especializadas e
explicam-nas em conversações informais com seus pares. Os
cientistas aprendem com os trabalhos dos outros e, também, com
as descobertas feitas no passado. A maioria dos principais con-
ceitos da Ciência, que surgem tanto a partir de um lampejo da
imaginação como de uma análise cuidadosa, é fruto de incontá-
veis interações dessa natureza. Albert Einstein assim se referiu
sobre essa questão: “Na Ciência (...) o trabalho científico do in-
divíduo está tão inseparavelmente conectado ao de seus anteces-
sores e contemporâneos, que parece ser quase um produto im-
pessoal de sua geração”.
Pelo fato de esse livre intercâmbio intelectual poder estar
sujeito a abusos, um código de ética foi desenvolvido entre os
cientistas. Eles devem reconhecer as contribuições de todos
os outros cientistas cujos trabalhos consultaram. Também não
devem fabricar ou falsificar dados, utilizar o trabalho de ter-
ceiros sem fazer referências, ou, de outro modo, ser fraudu-
lentos em seu trabalho. Devem, ainda, assumir a responsabili-
dade de instruir a próxima geração de pesquisadores e profes-
sores. Tão importantes quanto qualquer um desses princípios
são os valores básicos da Ciência. Bruce Alberts, o presiden-
te da National Academy of Science dos Estados Unidos, apro-
priadamente descreveu esses valores como sendo os de “ho-
Observações e
experimentos
HIPÓTESE
TEORIA
Confirmada?
Confirmada?
Outras 
teorias
Não
Sim
Sim
Outras
hipóteses
Acaso
(serendipidade)
MODELO
CIENTÍFICO
Não
Mudanças
Mudanças
Mudanças
…ou…
Revisar
Descartar
…ou…
Revisar
Descartar
1 Observações e 
experimentos fornecem 
dados para uma hipótese.
2 Descobertas venturosas e
ao acaso – serendiptosas – 
podem ajudar a motivar 
uma hipótese.
3 Mudanças repetidas da 
hipótese por outros 
cientistas...
4 ... podem confirmá-la ou
rejeitá-la.
5 A hipótese pode ser revisa-
da ou novamente testada.
6 Uma hipótese – ou múltiplas
hipóteses – pode acumular 
confirmações suficientes 
para se tornar uma teoria.7 Teorias também são 
modificadas, confirmadas, 
revisadas ou descartadas...
8 ... e um conjunto de 
hipóteses e teorias torna-
se um modelo científico.
9 Modelos científicos 
também são modificados.
10 O processo científico é uma contínua descoberta e 
compartilhamento de evidências para confirmar, descartar 
ou revisar hipóteses, teorias e modelos.
Figura 1.1 Um esboço do método científico.
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CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 27
nestidade, generosidade, respeito pelas evidências e abertura
a todas as idéias e opiniões”.
As teorias e as práticas modernas
da Geologia
Como em muitas outras ciências, a Geologia depende de expe-
rimentos em laboratórios e simulações computacionais para
descrever as propriedades físicas e químicas dos materiais ter-
restres e modelar os processos naturais que ocorrem na superfí-
cie e no interior da Terra. Entretanto, a Geologia tem seu próprio
estilo e visão particular. Ela é uma “ciência de campo” que se
fundamenta nas observações e experimentos orientados no local
do objeto de estudo e coletados por dispositivos de sensoriamen-
to remoto, como o de satélites orbitais. Especificamente, os geó-
logos comparam as observações diretas dos processos, na forma
como ocorrem no mundo atual, com aquelas que inferem a par-
tir do registro geológico. O registro geológico é a informação
preservada nas rochas originadas em vários tempos da longa his-
tória da Terra.
No século XVIII, o médico e geólogo escocês James Hut-
ton antecipou um princípio histórico da Geologia que pode ser
assim resumido: “o presente é a chave do passado”. O conceito
de Hutton tornou-se conhecido como o princípio do uniformi-
tarismo, o qual considera que os processos geológicos que ve-
mos atuantes hoje também funcionaram de modo muito seme-
lhante ao longo do tempo geológico.
O princípio do uniformitarismo não significa que todo fenô-
meno geológico ocorre de forma lenta. Alguns dos mais impor-
tantes processos ocorrem como eventos súbitos. Um meteorói-
de grande que impacta a Terra – um bólido – pode escavar uma
vasta cratera em questão de segundos. Um vulcão pode explo-
dir seu cume e uma falha pode rachar o solo num terremoto
muito rapidamente. Outros processos ocorrem de maneira mais
lenta. Milhões de anos são necessários para que continentes mi-
grem, montanhas sejam soerguidas e erodidas, e sistemas flu-
viais depositem espessas camadas de sedimentos. Os processos
geológicos ocorrem numa extraordinária gama de escalas tanto
no espaço como no tempo (Figura 1.2).
2 Durante milhões de anos, camadas 
de sedimentos acumularam-se 
sobre aquelas rochas. A camada 
mais recente – o topo – tem cerca 
de 250 milhões de anos.
As rochas da base do 
Grand Canyon têm de 1,7 
a 2,0 bilhões de anos.
1
Há cerca de 50 mil anos, o impacto 
explosivo de um meteorito 
(talvez pesando 300 mil toneladas) 
criou esta cratera de 1,2 km de 
diâmetro em apenas poucos segundos.
Figura 1.2 Os fenômenos geológicos podem estender-se durante milhares de séculos ou ocorrer com
velocidades estupendas. (Esquerda) O Grand Canyon, no Arizona (EUA). [John Wang/PhotoDisc/Getty Images]
(Direita) Cratera do Meteorito, Arizona (EUA). [John Sanford/Photo Researchers]
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Para Entender a Terra28
O princípio do uniformitarismo não implica que os únicos fe-
nômenos geológicos significativos são aqueles que observamos
ocorrer hoje. Alguns processos não têm sido diretamente obser-
vados nos últimos dois séculos e meio desde que Hutton formu-
lou seu famoso princípio, embora não haja dúvida de que eles
são importantes para o atual sistema Terra. No registro histórico,
os humanos nunca presenciaram o impacto de um grande bólido,
mas sabemos que tais eventos aconteceram muitas vezes no pas-
sado geológico e que certamente acontecerão de novo. O mesmo
pode ser dito de vastos derrames vulcânicos, que cobriram com
lavas áreas maiores que o Texas1 e envenenaram a atmosfera glo-
bal com gases. A longa evolução da Terra é pontuada por muitos
eventos extremos, ainda que infreqüentes, envolvendo mudanças
rápidas no sistema Terra.
Desde a época de Hutton, os geólogos têm observado o tra-
balho da natureza e utilizado o princípio do uniformitarismo
para interpretar feições encontradas em formações geológicas
antigas. Apesar do sucesso dessa abordagem, o princípio de
Hutton é muito limitado para mostrar como a ciência geológica
é praticada atualmente. A moderna Geologia deve ocupar-se
com todo o intervalo da história da Terra. Como veremos, os
violentos processos que moldaram a primitiva história da Terra
foram substancialmente diferentes daqueles que atuam hoje.
A origem do nosso sistema
planetário
A busca da origem do Universo e de nossa própria e pequena
parte contida nele remonta às mais antigas mitologias registra-
das. Atualmente, a explicação científica mais aceita é a teoria
da Grande Explosão (Big Bang), a qual considera que nosso
Universo começou entre 13 a 14 bilhões de anos atrás a partir
de uma “explosão” cósmica. Antes desse instante, toda a maté-
ria e energia estavam concentradas num único ponto de densi-
dade inconcebível. Embora saibamos pouco do que ocorreu na
primeira fração de segundo após o início do tempo, os astrôno-
mos obtiveram um entendimento geral dos bilhões de anos que
se seguiram. Desde aquele instante, num processo que ainda
continua, o Universo expandiu-se e diluiu-se para formar galá-
xias e estrelas. Os geólogos ainda analisam os últimos 4,5 bi-
lhões de anos dessa vasta expansão, um tempo durante o qual o
nosso sistema solar – a estrela que nós chamamos de Sol e os
planetas que nela orbitam – formou-se e evoluiu. Mais especi-
ficamente, os geólogos examinam a formação do sistema solar
para entender a formação da Terra.
A hipótese da nebulosa
Em 1755, o filósofo alemão Immanuel Kant sugeriu que a ori-
gem do sistema solar poderia ser traçada pela rotação de uma
nuvem de gás e poeira fina. Descobertas feitas há poucas déca-
das levaram os astrônomos de volta a essa antiga idéia, agora
chamada de hipótese da nebulosa. Equipados com telescópios
modernos, eles descobriram que o espaço exterior além do sis-
tema solar não está vazio como anteriormente era pensado. Os
PlanetasSol
Planetesimais Proto-estrela
Como resultado da contração e rotação, um disco achatado, 
girando rapidamente, forma-se com matéria concentrada 
em seu centro, que se transformará no proto-Sol.
O disco envolvido por gás e poeira forma grãos que colidem 
e se agregam em pequenos blocos ou planetesimais.
Os planetas terrestres estruturaram-se a partir de múltiplas 
colisões e acrescimento de planetesimais ocasionados pela 
atração gravitacional. Os planetas gigantes exteriores 
aumentaram por acrescimento de gás.
Planetesimais Gás
Planetasterrestres Planetas gigantes 
exteriores
Sistema solar
Planetesimal
~ 1 km
Uma nebulosa difusa, grosseiramente esférica 
e em lenta rotação começa a contrair-se.
Figura 1.3 Evolução do sistema solar
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CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 29
astrônomos registraram muitas nuvens do mesmo tipo da que
Kant supôs, tendo denominado as mesmas de nebulosas. Eles
também identificaram os materiais que formam essas nuvens.
Os gases são predominantemente hidrogênio e hélio, os dois
elementos que constituem tudo, exceto uma pequena fração do
nosso Sol. As partículas do tamanho do pó são quimicamente
similares aos materiais encontrados na Terra.
Como pôde o nosso sistema solar ter ficado com a forma
que tem, a partir de tal nuvem? Essa nuvem difusa em rotação
lenta contraiu-se devido à força da gravidade, a qual resulta da
atração entre corpos por causa de suas massas (Figura 1.3). A
contração, por sua vez, acelerou a rotação das partículas (exa-
tamente como os patinadores sobre o gelo, que giram mais rá-
pido quando contraem os braços) e essa rotação mais rápida
achatou a nuvem na forma de um disco.
A formação do Sol Sob a atração da gravidade, a matéria come-
çou a deslocar-se para o centro, acumulando-se como uma proto-
estrela, a precursora do nosso Sol atual. Comprimido sob seu
próprio peso, o material do proto-Sol tornou-se mais denso e
quente. A temperatura interna do proto-Sol elevou-se para mi-
lhões de graus, iniciando-se então uma fusão nuclear. A fusão nu-
clear do Sol, que continua até hoje, é a mesma reação nuclear que
ocorre em uma bomba de hidrogênio. Em ambos os casos, áto-
mos de hidrogênio sob intensa pressão e em alta temperatura
combinam-se (fundem-se) para formar hélio. Nesse processo,
parte da massa é convertida em energia. Essa conversão é repre-
sentada pela famosa equação de Albert Einstein, E = mc2, na
qual E é a quantidade de energia emitida pela conversão de mas-
sa (m) e c é a velocidade da luz. Como c é um número muito
grande (cerca de 300.000 km/s) e c2 é imensa, uma pequena
quantidade de massa pode gerar uma grande quantidade de ener-
gia. O Sol emite parte dessa energia como luz; uma bomba-H,
como uma grande explosão.
A formação dos planetas Embora a maior parte da matéria
da nebulosa original tenha sido concentrada no proto-Sol, res-
tou um disco de gás e poeira, chamado de nebulosa solar, en-
volvendo-o. A nebulosa solar tornou-se quente quando se
achatou na forma de um disco e ficou mais quente na região
interna, onde mais matéria se acumulou, do que nas regiões
externas menos densas. Uma vez formado, o disco começou a
esfriar e muitos gases condensaram-se. Ou seja, eles mudaram
para suas formas líquidas ou sólidas, assim como o vapor
d’água condensa em gotas na parte externa de um copo gelado
e a água solidifica em gelo quando esfria até o ponto de conge-
lamento. A atração gravitacional causou a agregação de poeira
e material condensado por meio de colisões “pegajosas” em
pequenos blocos ou planetesimais de 1 km. Por sua vez, esses
planetesimais colidiram e se agregaram, formando corpos
maiores, com o tamanho da Lua. Num estágio final de impac-
tos cataclísmicos, uma pequena quantidade desses corpos
maiores – cuja atração gravitacional é também maior – arras-
tou os outros para formar os nossos nove planetas em suas ór-
bitas atuais.
Quando os planetas se formaram, aqueles cujas órbitas es-
tavam mais próximas do Sol desenvolveram-se de maneira
marcadamente diferente daqueles com órbitas mais afastadas.
A composição dos planetas interiores é muito diferente daque-
la dos planetas exteriores.
• Os planetas interiores Os quatro planetas interiores, em or-
dem de proximidade do Sol, são: Mercúrio, Vênus, Terra e
Marte (Figura 1.4). Eles também são conhecidos como plane-
tas terrestres (“parecidos com a Terra”). Em contraste com os
planetas exteriores, os quatro planetas interiores são pequenos
e constituídos de rochas e metais. Eles cresceram próximos ao
Sol, onde as condições foram tão quentes que a maioria dos
materiais voláteis – aqueles que se tornaram gases e evapora-
ram em temperaturas relativamente baixas – não pôde ser reti-
da. O fluxo de radiação e matéria proveniente do Sol impeliu a
maior parte do hidrogênio, do hélio, da água e de outros gases
e líquidos leves que havia nesses planetas. Metais densos, como
o ferro e outras substâncias pesadas constituintes das rochas
que formaram os planetas interiores, foram deixados para trás.
A partir da idade dos meteoritos, que ocasionalmente golpeiam
a Terra e são tidos como remanescentes do período pré-plane-
tário, deduzimos que os planetas interiores começaram a acres-
cer há cerca de 4,56 bilhões de anos. Cálculos teóricos indicam
que eles teriam crescido até o tamanho de planeta num interva-
lo de tempo impressionantemente curto, de menos de 100 mi-
lhões de anos.
Os planetas interiores 
são menores e rochosos.
Os quatro planetas exteriores gigantes e 
suas luas são gasosos com núcleos rochosos.
Plutão é uma bola gelada de 
metano, água e rocha.
Cinturão de 
asteróides
Planetas
interiores
Mercúrio
Vênus Terra
Marte
Planetas exteriores
Netuno
Urano
Plutão
Saturno
Júpiter
Sol
Figura 1.4 O sistema solar. A figura mostra o tamanho relativo dos planetas e o
cinturão de asteróides que separa os planetas interiores dos planetas exteriores.
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Para Entender a Terra30
• Os planetas exteriores gigantes A maioria dos materiais volá-
teis varridos da região dos planetas interiores foi impelida para a
parte mais externa e fria da nebulosa. Isso possibilitou ao sistema
solar formar os planetas exteriores gigantes, constituídos de gelo
e gases – Júpiter, Saturno, Urano e Netuno –, e seus satélites. Os
planetas gigantes, suficientemente grandes e com forte atração
gravitacional, varreram os constituintes mais leves da nebulosa.
Assim, embora tenham núcleos rochosos, eles (como o Sol) são
compostos predominantemente por hidrogênio e hélio, além de
outros constituintes leves da nebulosa original.
Esse modelo-padrão da formação do sistema solar deveria ser
considerado somente pelo que é: uma explicação tentativa que
muitos cientistas pensam estar mais bem ajustada aos fatos co-
nhecidos. Talvez o modelo aproxime-se daquilo que realmentetenha acontecido. Entretanto, mais importante ainda é o fato de
que esse modelo nos oferece uma maneira de pensar sobre a ori-
gem do sistema solar que pode ser testada pela observação de
nossos planetas e pelo estudo de outras estrelas. Sondas espaciais
americanas e russas obtendo provas planetárias têm transmitido
dados sobre a natureza e composição das atmosferas e superfí-
cies de Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno
e da Lua. Uma impressionante descoberta foi a de que em nosso
sistema solar, que consiste em nove planetas e pelo menos 60 sa-
télites, não há sequer dois corpos que sejam iguais!
Outros sistemas solares
Durante anos, cientistas e filósofos têm especulado que talvez
haja planetas ao redor de outras estrelas que não apenas o nosso
Sol. Na década de 1990, usando grandes telescópios, os astrôno-
mos descobriram planetas orbitando próximos a estrelas seme-
lhantes ao Sol. Em 1999, a primeira família de exoplanetas – os
sistemas solares de outras estrelas – foi identificada. Esses plane-
tas têm luz muito fraca para serem vistos diretamente pelos teles-
cópios. Porém, sua existência pode ser inferida a partir de uma
leve atração gravitacional da estrela em que orbitam, causando
nela movimentos de vaivém que podem ser medidos. Atualmen-
te, mais de 90 exoplanetas já foram identificados. A maioria de-
les é do tamanho de Júpiter ou ainda maior, e orbitam próximos
das estrelas-mães – muitos a uma distância abrasante. Planetas
do tamanho da Terra são muito pequenos para serem detectados
por essa técnica, mas os astrônomos podem ser capazes de en-
contrá-los utilizando outros métodos. Por exemplo, num prazo de
cerca de 10 anos, sondas espaciais fora da atmosfera da Terra po-
deriam ser capazes de procurar por um esmorecimento da luz de
uma estrela-mãe, exatamente no momento em que um planeta
em sua órbita passasse em sua frente, interceptando a linha de vi-
sada para a Terra.
Somos fascinados pelos sistemas planetários de outras estre-
las pelo que eles podem vir a nos ensinar sobre nossa própria ori-
gem. Nosso redobrado interesse, todavia, reside na profunda im-
plicação científica e filosófica contida na questão: “Existe mais
alguém fora daqui?”. Dentro de 20 anos, uma sonda espacial de-
nominada Descobridora da Vida (Life Finder) poderia estar equi-
pada com instrumentos para analisar as atmosferas de exoplane-
tas em nossa galáxia na busca de indícios da presença de algum ti-
po de vida. Tendo em vista o que conhecemos sobre os processos
biológicos, a vida em um exoplaneta seria, provavelmente, basea-
da em carbono e precisaria de água líquida. As temperaturas bran-
das que desfrutamos na Terra – não tão afastadas do intervalo en-
tre os pontos de congelamento e ebulição da água – parecem ser
essenciais. Uma atmosfera é necessária para filtrar a radiação pre-
judicial da estrela-mãe e o planeta deve ser grande o suficiente pa-
ra que seu campo gravitacional impeça a atmosfera de escapar pa-
ra o espaço. Para que exista um planeta habitável e com vida
avançada como nós a conhecemos, são necessárias condições ain-
da mais limitantes. Por exemplo, se o planeta fosse muito grande,
organismos delicados, tais como os humanos, seriam frágeis de-
mais para resistir a sua vigorosa força gravitacional. Esses requi-
sitos são muito restritivos para que a vida exista em algum outro
lugar? Muitos cientistas pensam que não, considerando a existên-
cia de bilhões de estrelas semelhantes ao Sol na nossa galáxia.
A Terra primitiva: formação de um
planeta em camadas
Como, a partir de uma massa rochosa, a Terra evoluiu até um
planeta vivo, com continentes, oceanos e uma atmosfera? A
resposta reside na diferenciação: a transformação de blocos
aleatórios de matéria primordial num corpo cujo interior é divi-
dido em camadas concêntricas, que diferem umas das outras
TerraCorpo
impactante
8,4 min4,2 min após o impacto 125 min
1 Durante os estágios intermediários e finais do acres-
cimento da Terra, há cerca de 4,5 bilhões de anos, 
um corpo do tamanho de Marte impactou a Terra...
2 ... e o impacto gigante rapidamente ejetou 
para o espaço uma chuva de detritos tanto 
do corpo impactante como da Terra.
Figura 1.5 Ilustração de uma simulação computadorizada da origem da Lua por meio do impacto de um
corpo do tamanho de Marte. (Solid Earth Sciences and Society, National Research Council, 1993.)
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Realce
CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 31
tanto física como quimicamente. A diferenciação ocorreu nos
primeiros momentos da história da Terra, quando o planeta ad-
quiriu calor suficiente para se fundir.
Aquecimento e fusão da Terra primordial
Para entender a atual estrutura em camadas da Terra, devemos
retornar ao tempo em que ela foi exposta aos violentos impac-
tos dos planetesimais e de corpos maiores. O movimento de ob-
jetos carrega energia cinemática ou de movimento. (Pense no
modo como a energia do movimento comprime um carro numa
colisão.) Um planetesimal colidindo com a Terra numa veloci-
dade típica de 15 a 20 km/s liberará uma energia equivalente a
100 vezes o seu peso em TNT.2 Quando planetesimais e corpos
grandes colidiram com a Terra primitiva, a maior parte da ener-
gia cinética foi convertida em calor, uma outra forma de ener-
gia. A energia de impacto de um corpo, com aproximadamente
o dobro do tamanho de Marte, colidindo com a Terra seria equi-
valente a explodir vários trilhões de bombas nucleares de 1 me-
gaton (= energia de 1 milhão de toneladas de TNT ou 1.015 cal;
uma só dessas terríveis bombas destruiria uma grande cidade).
Isso seria suficiente para ejetar no espaço uma grande quantida-
de de detritos e gerar calor suficiente para fundir a maior parte
do que restou da Terra.
Muitos cientistas agora pensam que tal cataclismo de fato
ocorreu durante os estágios tardios de acrescimento da Terra. O
grande impacto criou uma chuva de detritos tanto da Terra co-
mo do corpo impactante, que se propalou para o espaço. A Lua
agregou-se a partir desses detritos (Figura 1.5). A Terra teria se
reconstituído como um corpo em grande parte fundido. Esse
monumental impacto acelerou a velocidade de rotação da Ter-
ra e mudou seu eixo rotacional, golpeando-o da posição verti-
cal em relação ao plano orbital da Terra para sua atual inclina-
ção de 23o.3 Tudo isso há cerca de 4,5 bilhões de anos, entre o
início do período de acrescimento da Terra (4,56 bilhões de
anos) e a idade das rochas mais antigas da Lua (4,47 bilhões de
anos) trazidas pelos astronautas da Apollo.
Além do impacto colossal, uma outra força de calor teria
causado a fusão nos primórdios da história da Terra. Vários ele-
mentos (urânio, por exemplo) são radioativos, o que significa
que se desintegram espontaneamente com a emissão de partícu-
las subatômicas. Como essas partículas são absorvidas pela
matéria do entorno, sua energia de movimento é transformada
em calor. O calor radioativo teria contribuído para aquecer e
fundir materiais da então jovem Terra. Elementos radioativos,
embora apenas presentes em pequenas quantidades, tiveram um
efeito considerável na evolução da Terra e continuam a manter
o calor interior.
Começa a diferenciação
Embora a Terra provavelmente tenha iniciado como uma mistu-
ra não-segregadade planetesimais e outros remanescentes da ne-
bulosa, ela não manteve essa forma durante muito tempo. Uma
fusão de grande proporção ocorreu como resultado de um gigan-
tesco impacto. Alguns trabalhos sobre esse tema especulam que
cerca de 30 a 65% da Terra fundiram-se, formando uma camada
externa de centenas de quilômetros de espessura, a qual chama-
ram de “oceano de lava” (rocha derretida). Da mesma forma, o
interior aqueceu-se até um estado “leve” (menos denso), no qual
seus componentes podiam mover-se de um lado para outro. O
material pesado mergulhou para o interior para tornar-se o nú-
cleo e o material mais leve flutuou para a superfície e formou a
crosta. A emersão do material mais leve carregou consigo calor
interno para a superfície, de onde ele poderia irradiar-se para o
espaço. Dessa forma, a Terra resfriou-se e grande parte dela soli-
dificou-se e foi transformada em um planeta diferenciado ou zo-
neado em três camadas principais: um núcleo central e uma cros-
ta externa separados por um manto (Figura 1.6). Um resumo dos
períodos de tempo que descrevem a origem da Terra e sua evolu-
ção num planeta diferenciado é mostrado na Figura 1.12.
Núcleo da Terra O ferro, que é mais denso que a maioria dos
outros elementos, correspondia a cerca de um terço do material
do planeta primitivo. O ferro e outros elementos pesados, como
o níquel, mergulharam para formar o núcleo central. Os cientis-
tas consideram que o núcleo, o qual começa numa profundidade
de cerca de 2.900 km, é líquido na parte externa, mas sólido nu-
ma região chamada de núcleo central, que se estende desde uma
profundidade de cerca de 5.200 km até o centro da Terra, a cerca
de 6.400 km. O núcleo interno é sólido porque a pressão no cen-
tro é muito alta para o ferro fundir-se (a temperatura em que
qualquer material se funde eleva-se com o aumento da pressão).
Crosta da Terra Outros materiais líquidos e menos densos se-
pararam-se das substâncias geradoras flutuando em direção à
6 Rochas da Lua com 4,47 
bilhões de anos, trazidas pelos 
astronautas da Apollo, confirmaram 
essa hipótese do impacto.
3 O impacto acelerou a rotação 
da Terra e inclinou o seu 
plano orbital para 23˚.
4 A Terra reconstituiu-se como 
um grande corpo fundido...
5 ... e a Lua agregou-se
a partir dos detritos.
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vitor
Realce
vitor
Realce
vitor
Realce
Para Entender a Terra32
superfície do oceano de magma. Aí resfriaram-se para formar a
crosta sólida da Terra, uma fina camada externa com cerca de
40 km de espessura. A crosta contém materiais relativamente le-
ves com temperaturas de fusão baixas. A maioria desses mate-
riais, que facilmente se fundem, é composta de elementos de si-
lício, alumínio, ferro, cálcio, magnésio, sódio e potássio combi-
nados com oxigênio. Todos eles, com exceção do ferro, estão
entre os elementos sólidos mais leves. (O Capítulo 3 discutirá os
elementos químicos e os compostos que eles formam.)
Recentemente, no oeste da Austrália, um fragmento do mine-
ral zircão foi datado com a idade de 4,3 a 4,4 bilhões de anos,
constituindo-se no mais antigo material terrestre já descoberto.
Análises químicas indicam que ele foi formado próximo à super-
fície, na presença de água, sob condições relativamente frias. Se
essa descoberta for confirmada por dados e experimentos adicio-
nais, podemos concluir que a Terra pode ter resfriado o suficien-
te para formar uma crosta somente 100 milhões de anos depois
de ter se reconstituído do gigantesco impacto.
Manto da Terra Entre o núcleo e a crosta encontra-se o manto,
uma região que forma a maior parte da Terra sólida. O manto é o
material deixado na zona intermediária depois que grande quan-
tidade da matéria pesada afundou e a matéria mais leve emergiu.
O manto abrange profundidades que vão desde 40 até 2.900 km.
Ele consiste em rochas com densidade intermediária, em sua
maioria compostos de oxigênio com magnésio, ferro e silício.
Existem mais de cem elementos, mas as análises químicas
das rochas indicam que apenas oito constituem 99% da massa
da Terra (Figura 1.7). De fato, cerca de 90% da Terra consis-
tem em apenas quatro elementos: ferro, oxigênio, silício e
magnésio. Quando comparamos a abundância relativa dos
elementos constituintes da crosta com sua abundância em re-
lação a toda a Terra, podemos constatar que o ferro soma 35%
da massa desta. Devido à diferenciação, entretanto, há pouco
ferro na crosta, onde os elementos leves predominam. Como
se pode ver na Figura 1.7, as rochas crustais sobre as quais es-
tamos são constituídas por quase 50% de oxigênio.
Durante a diferenciação, o ferro afundou em direção 
ao centro e o material mais leve flutuou para cima...
... de modo que a Terra se apresenta 
como um planeta zoneado.
Ferro
Ferro sólido do 
núcleo interno
(5.150–6.370 km)
Ferro líquido do 
núcleo externo
(2.890–5.150 km)
Manto
(40–2.890 km)
Crosta
(0–40 km)
Matéria 
mais leve
Oxigênio (30%) Oxigênio (46%)
Ferro (35%)
Outros (<1%)
Alumínio (1,1%)
Alumínio (8%) Ferro (6%)
Cálcio (1,1%)
Enxofre (1,9%)
Níquel (2,4%)
Magnésio (13%)
Silício
(15%)
Silício (28%)
Magnésio(4%)
Sódio (2,1%)
Cálcio (2,4%)
Potássio (2,3%)
Outros (<1%)
TERRA INTEIRA CROSTA DA TERRA
Figura 1.6 A diferenciação da Terra
primitiva resultou num planeta zoneado com
um denso núcleo de ferro, uma crosta de
rochas leves e um manto residual entre
ambos.
Figura 1.7 A abundância relativa dos elementos da Terra inteira
comparada com a dos elementos da crosta é dada em percentuais
de peso. A diferenciação criou uma crosta leve, empobrecida de
ferro e rica em oxigênio, silício, alumínio, cálcio, potássio e sódio.
Apenas quatro elementos constituem cerca de 90% da Terra:
ferro, oxigênio, silício e magnésio. Observe que o oxigênio, o
silício e o alumínio, sozinhos, formam mais de 80% da crosta.
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CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 33
A formação dos continentes, dos oceanos e
da atmosfera da Terra
A fusão primitiva promoveu a formação da crosta da Terra e, for-
tuitamente, dos continentes. Ela fez com que os materiais mais le-
ves se concentrassem nas camadas externas e permitiu que pelo
menos os gases mais leves escapassem do interior. Esses gases for-
maram grande parte da atmosfera e dos oceanos. Até hoje, rema-
nescentes retidos da nebulosa solar original continuam a ser emi-
tidos como gases primitivos em erupções vulcânicas.
Continentes A feição mais visível da crosta da Terra são os con-
tinentes. O crescimento dos continentes começou logo após a di-
ferenciação e continuou ao longo do tempo geológico. Tem-se,
quando muito, apenas uma noção geral do que levou à sua for-
mação. Imaginamos que o magma partiu do interior derretido da
Terra e ascendeu à superfície, onde esfriou e se solidificou para
formar a crosta rochosa. Essa crosta primitiva fundiu-se e solidi-
ficou-se repetidamente, fazendo com que os materiais mais leves
se separassem dos mais pesados e ascendessem ao topo, para for-
mar os núcleos primitivos dos continentes. A água da chuva e ou-
tros constituintes da atmosfera erodiram as rochas, levando-as a
decomporem-se e desintegrarem-se. Água, vento e gelo despren-
deram, então, os detritos rochosos e moveram-nos para lugares
de deposição mais baixos. Aí se acumularam em camadas espes-
sas, formando praias, deltas e os assoalhos dos mares adjacentes.
A repetição desse processo durante muitos ciclos estruturou os
continentes.
Oceanos e a atmosfera Alguns geólogos pensam que a maior
parte do ar e da água da Terra atual vieram de fora do sistema
solar por meio de materiais ricos em voláteis que impactaram o
planeta depois que ele foi formado. Por exemplo, os cometas
que vemos são compostospredominantemente de gelo mais
dióxido de carbono e outros gases congelados. Incontáveis co-
metas podem ter bombardeado a Terra nos primórdios de sua
história, fornecendo água e gases que, subseqüentemente, de-
ram origem aos oceanos e à atmosfera primitivos.
Muitos outros geólogos acreditam que os oceanos e a atmos-
fera podem ter sua origem rastreada no “nascimento úmido” da
própria Terra. De acordo com essa hipótese, os planetesimais que
se agregaram para formar nosso planeta tinham gelo, água e ou-
tros voláteis. Originalmente, a água estava aprisionada (quimica-
mente ligada como oxigênio e hidrogênio) em certos minerais
trazidos pela agregação dos planetesimais. De forma similar, ni-
trogênio e carbono também estavam quimicamente ligados nos
minerais. Quando a Terra se aqueceu e seus materiais fundiram-
se parcialmente, o vapor d’água e outros gases foram liberados e
levados para a superfície pelos magmas, sendo lançados na at-
mosfera pela atividade vulcânica.
Os gases emitidos pelos vulcões há cerca de 4 bilhões de
anos consistiam, provavelmente, nas mesmas substâncias que
são expelidas dos vulcões atuais (embora não necessariamente
na mesma quantidade relativa): fundamentalmente hidrogênio,
dióxido de carbono, nitrogênio, vapor d’água e alguns outros
gases (Figura 1.8). Quase todo o hidrogênio escapou para o es-
paço exterior, enquanto os gases pesados envolveram o planeta.
Essa atmosfera primitiva era destituída de oxigênio, elemento
que constitui 21% da atmosfera atual. O oxigênio não fazia par-
te da atmosfera até que organismos fotossintéticos evoluíssem,
como será descrito posteriormente neste capítulo.
A diversidade de planetas
Há cerca de 4 bilhões de anos, a Terra tornou-se um planeta intei-
ramente diferenciado. O núcleo encontrava-se muito quente e em
grande parte fundido, mas o manto estava razoavelmente bem so-
lidificado e uma crosta primitiva e seus continentes tinham se de-
senvolvido. Os oceanos e a atmosfera haviam se formado, prova-
velmente, a partir de substâncias lançadas do interior da Terra, e
os processos geológicos que hoje observamos estavam iniciando
seu funcionamento.
Mas o que ocorreu com os outros planetas? Tiveram a mes-
ma história inicial? Informações transmitidas pelas sondas es-
paciais indicam que todos os planetas terrestres sofreram dife-
renciação, porém, seus caminhos evolutivos variaram.
Mercúrio tem uma tênue atmosfera, predominantemente
formada por hélio. A pressão atmosférica na sua superfície é
menor que um trilionésimo da pressão na Terra. Não há ação de
ventos ou água para erodir e suavizar sua antiga superfície, que
se assemelha com a da Lua: predominantemente crateriforme e
coberta por uma camada de detritos, os quais são os fragmentos
remanescentes de bilhões de anos de impactos de meteoritos.
Devido ao fato de não existir propriamente uma atmosfera e es-
tar muito próximo do Sol, a superfície do planeta se aquece
com temperaturas de 467oC durante o dia e esfria para –173oC
à noite. Essa é a maior variação de temperatura conhecida no
 Água 
 D
ióxi
do d
e carb
ono 
 
 
 
 
Ni
tro
gên
io 
 
 
 
 
 H
id
ro
gê
ni
o 
Para a atmosfera
Para a atmosfera
Para os oceanos
Escape
Vulcão
Rocha 
líquida
 
Figura 1.8 A atividade vulcânica primitiva contribuiu com o
lançamento, para a atmosfera e os oceanos, de grandes
quantidades de vapor d’água, dióxido de carbono e outros gases
e, para os continentes, de materiais sólidos. A fotossíntese dos
microrganismos removeu o dióxido de carbono e adicionou
oxigênio à atmosfera primordial. O hidrogênio, devido à sua
leveza, escapou para o espaço exterior.
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Para Entender a Terra34
sistema solar (além daquela encontrada no Sol, em cuja super-
fície há uma variação muito mais drástica). Os cientistas estão
intrigados com a origem do enorme núcleo de ferro de Mercú-
rio. Ele constitui 70% de sua massa, um recorde dentre os pla-
netas do sistema solar.
Vênus evoluiu para um planeta em que as condições superfi-
ciais ultrapassam a maioria das descrições do inferno. Ele está
envolto numa atmosfera pesada, venenosa e incrivelmente quen-
te (475oC), composta sobretudo por dióxido de carbono e nuvens
de gotículas de ácido sulfúrico corrosivo. Um humano que per-
manecesse em sua superfície seria esmagado pela pressão, cozi-
do pelo calor e corroído pelo ácido sulfúrico. Imagens de radar,
que vêem através da espessa cobertura de nuvens, mostram que
pelo menos 85% da superfície de Vênus são cobertos por derra-
mes de lavas. O restante é predominantemente montanhoso –
evidência de que o planeta tem sido geologicamente ativo (Figu-
ra 1.9). Vênus é gêmeo da Terra em massa e tamanho. Como pô-
de evoluir num planeta tão diferente do nosso é uma questão que
intriga os geólogos planetários.
Marte tem sofrido muitos dos mesmos processos que têm
modelado a Terra (Figura 1.9), porém conta com uma fina at-
mosfera composta quase inteiramente de dióxido de carbono. A
água líquida não está presente na sua superfície atual – o plane-
ta é tão frio e sua atmosfera tão delgada que a água ou congela
ou evapora. As redes de vales e canais secos de rios, entretanto,
indicam que a água líquida foi abundante na superfície de Mar-
te há mais de 3,5 bilhões de anos. Algumas das rochas observa-
das pelo robô móvel Sojourner, da Missão Explorador de Mar-
te (Mars Pathfinder) de 1997, mostraram evidências de terem
sido desgastadas pelo fluxo de água. As sondas orbitadoras de
Marte têm recentemente encontrado evidências de que grande
quantidade de gelo pode estar armazenada abaixo da superfície
e segregada nas capas de gelo polares. A vida pode ter existido
num planeta Marte úmido de bilhões de anos atrás e pode exis-
tir hoje como micróbios sob a superfície. A NASA está proje-
tando uma sonda que poderia responder, dentro de poucos anos,
a questão de se há vida em Marte!
A maior parte da superfície do planeta tem mais de 3 bi-
lhões de anos. Na Terra, em contraste, grande parte da superfí-
cie de mais de 500 milhões de anos foi obliterada pela ativida-
de geológica. Os capítulos seguintes vão descrever como esses
processos ativos têm modelado a face do nosso planeta ao lon-
go de sua história.
Além da Terra, a Lua é o outro corpo mais bem conhecido
do sistema solar devido à sua proximidade e aos programas de
exploração tripulada e não-tripulada. Como explicitado ante-
riormente, a teoria mais aceita sobre a origem da Lua propõe
que ela coalesceu como um grande corpo fundido depois que
um gigantesco impacto ejetou sua matéria da Terra. Em geral,
os materiais da Lua são mais leves que os da Terra, porque a
matéria mais pesada do gigante corpo colidente e a de seu al-
vo primitivo permaneceram encravadas na Terra. A Lua não
tem atmosfera e, como Vênus, é predominantemente muito
seca, tendo perdido sua água devido ao calor gerado pelo
enorme impacto. Há algumas evidências novas, a partir de ob-
servações de sondas espaciais, de que pode existir gelo em pe-
quenas quantidades em crateras profundas e sombrias nos pó-
los norte e sul da Lua.
A superfície que vemos hoje é aquela de um corpo muito ve-
lho e geologicamente inativo. Dois terrenos dominam a superfí-
cie lunar. O mais antigo é o das terras altas, de coloração clara.
Essas regiões rugosas e intensamente crateriformes cobrem cer-
ca de 80% da superfície. As terras altas são resultantes dos detri-
tos ejetados pelos impactos dos primórdios da história lunar,
quando a Lua foi bombardeada por grandes asteróides. Os res-
tantes 20% da superfície são constituídos por planícies escuras
mais novas, chamadas de maria (que significa “mares” em latim,
pois é assim que se parecem quando vistas da Terra). Os “mares”
foram formados mais tarde, quando as grandes bacias de impac-
tos foram subseqüentemente preenchidas por lavas.2,000 km
Terra
Marte
km
13
9
5
1
–3
–72.000 km 
Vênus
Figura 1.9 Uma comparação das superfícies sólidas de Vênus,
Terra e Marte, todas na mesma escala. A topografia de Vênus, que
mostra o menor contraste altitúdico, foi medida entre 1990 e
1993 por um altímetro de radar, a bordo da sonda orbitadora
Magellan (Magalhães). A topografia da Terra, dominada pelos
continentes e oceanos e com contraste intermediário, foi
sintetizada a partir de medidas altimétricas da superfície do solo,
batimétricas dos oceanos, obtidas por navios, e medidas do
campo gravimétrico, obtidas da superfície do assoalho oceânico
por satélites orbitais da Terra. A topografia de Marte, que mostra
o maior contraste, foi medida entre 1998 e 1999 por meio de um
altímetro a laser a bordo da sonda orbitadora Mars Global
Surveyor (Topografia Global de Marte). [Cortesia de Greg
Neumann/MIT/GSFC/NASA]
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CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 35
Os planetas exteriores ou gigantes gasosos – Júpiter, Satur-
no, Urano e Netuno – permanecerão como um quebra-cabeça
por muito tempo. Essas imensas bolas de gases são quimica-
mente tão distintas e tão grandes que devem ter seguido uma
trajetória evolutiva inteiramente diferente daquela dos peque-
nos planetas telúricos. Entendemos menos ainda sobre o plane-
ta mais distante, o minúsculo Plutão, uma estranha mistura
congelada de gás, gelo e rocha, sendo o único planeta ainda não
visitado por nossas sondas espaciais.
O bombardeamento vindo do espaço
As superfícies salpicadas por crateras da Lua, Marte, Mercúrio e
outros corpos são evidências de um importante intervalo da his-
tória primordial do sistema solar: o período de Bombardeamen-
to Pesado (ver Figura 1.3). Durante esse período, que deve ter
durado desde a formação dos planetas até 600 milhões de anos
depois, os planetas varreram e colidiram com a matéria residual
deixada para trás na época em que foram agregados. A atividade
geológica na Terra obliterou os efeitos desse bombardeamento.
O espaço está cheio de asteróides, meteoróides, cometas e
outros detritos abandonados desde o início do nosso sistema so-
lar. Pequenos blocos de detritos aqueceram-se e vaporizaram-se
na atmosfera da Terra antes de alcançar a sua superfície, enquan-
to blocos maiores atravessaram-na por completo. Atualmente,
cerca de 40 mil toneladas de material extraterrestre caem na Ter-
ra a cada ano, sobretudo como poeira e pequenos objetos não ob-
servados. Embora a atual taxa de impacto seja, em várias ordens
de magnitude, menor que aquela do período de Bombardeamen-
to Pesado, um grande bloco, de 1 a 2 km de diâmetro, ainda po-
de colidir com a Terra em intervalos aproximados de poucos mi-
lhões de anos. Embora tais colisões tenham se tornado raras, te-
lescópios estão sendo programados para localizar os maiores
corpos no espaço e, assim, possibilitar que sejamos antecipada-
mente advertidos da potencialidade de alguns deles virem a se
chocar com a Terra. Recentemente, os astrônomos da NASA pre-
viram, “com uma probabilidade nada negligenciável” (uma
chance em 300), que um asteróide de 1 km de diâmetro colidirá
com a Terra em março de 2880. Um evento como esse constitui-
ria uma ameaça à civilização.
Tamanho Última ocorrência
(R = raio) Exemplo4 (em anos) Efeitos planetários Efeitos na vida
Supercolossal Evento de 4,45 × 109 Fusão do planeta Forte emissão de voláteis; 
R > 2.000 km formação da Lua extinção da vida na Terra
Colossal Plutão Mais do que Fusão da crosta Extinção da vida na Terra
R > 700 km 4,3 × 109
Imenso 4 Vesta5 (um Cerca de Vaporização dos oceanos A vida pode sobreviver sob 
R > 200 km grande asteróide) 4,0 × 109 a superfície
Extragrande Chiron (maior 3,8 × 109 Vaporização do topo dos Cozimento sob pressão do 
R > 70 km cometa em oceanos até 100 m vapor na zona fótica;a pode
movimento) cessar a fotossíntese
Grande Cometa Hale- Cerca de Aquecimento da atmosfera Cauterização dos continentes
R > 30 km Bopp 2 × 109 e da superfície até cerca
de 727oC
Médio R > 10 km Bólido do K/T6; 65 × 106 Incêndios, poeira, escuridão; Extinção de metade das 
433 Eros (o mudanças químicas no oce- espécies; o evento K/T levou 
maior asteróide ano e na atmosfera; grande à extinção dos dinossauros
próximo da Terra) oscilação de temperaturas
Pequeno Tamanho Cerca de Suspensão de poeira em Interrupção da fotossíntese; 
R > 1 km aproximado de 300 mil toda a atmosfera indivíduos morrem, mas 
500 asteróides durante meses poucas espécies são extintas;
próximos da Terra ameaça à civilização
Muito pequeno Evento de Tunguska 1908 (ano) Derrubou árvores num rastro Manchetes nos jornais; pôr-
R > 100 m (Sibéria) de dezenas de quilômetros; do-sol romântico; crescimento
causou pequenos efeitos da taxa de natalidade
hemisféricos; suspensão 
de poeira na atmosfera
a Região da Terra que recebe a luz do Sol, ou seja, a atmosfera e o topo dos oceanos até 100 m de profundidade.
Fonte: Modificada de J. D. Lissauer, Nature 402: C11-C14.
Quadro 1.1 Impactos de bólidos e seus efeitos na vida na Terra
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Para Entender a Terra36
Um impacto importante ocorreu há 65 milhões de anos. O
bólido, com pouco mais de 10 km, causou a extinção de meta-
de das espécies da Terra, incluindo todos os dinossauros. Tal-
vez, esse evento tenha possibilitado que os mamíferos se tor-
nassem a espécie dominante, preparando o caminho para o
homem. O Quadro 1.1 descreve os efeitos de impactos de vá-
rios tamanhos em nosso planeta e na vida. O poeta Robert
Frost talvez tenha pensado na vulnerabilidade da vida na Terra
quando escreveu
Alguns dizem que o mundo terminará em labareda quente,
Outros dizem que em frio enregelado.
Do que eu provei do desejo ardente
Eu concordo com os que torcem pelo fogo inclemente.
Mas se eu tiver de perecer dobrado,
Eu acho que conheço bem o querer mal
Para dizer que a destruição do gelo desapiedado
É também colossal
E suficiente pro mundo ser acabado.7
A Terra como um sistema de
componentes interativos
Embora a Terra tenha se esfriado desde seu início ardente, ela
continua um planeta inquieto, mudando continuamente por meio
de atividades geológicas, tais como terremotos, vulcões e glacia-
ções. Essas atividades são governadas por dois mecanismos tér-
micos: um interno e o outro externo. Mecanismos de tal tipo –
como, por exemplo, o motor a gasolina de um automóvel – trans-
formam calor em movimento mecânico ou trabalho. O mecanis-
mo interno da Terra é governado pela energia térmica aprisiona-
da durante a origem cataclísmica do planeta e gerada pela radioa-
tividade em seus níveis mais profundos. O calor interior controla
os movimentos no manto e no núcleo, suprindo energia para fun-
dir rochas, mover continentes e soerguer montanhas. O mecanis-
mo externo da Terra é controlado pela energia solar – calor da su-
perfície terrestre proveniente do Sol. O calor do Sol energiza a at-
mosfera e os oceanos e é responsável pelo nosso clima e tempo.
Chuva, vento e gelo erodem montanhas e modelam a paisagem e,
por sua vez, a forma da superfície muda o clima.
Todas as partes do nosso planeta e todas suas interações, to-
madas juntas, constituem o sistema Terra. Embora os cientistas
da Terra pensem já há algum tempo em termos de sistemas na-
turais, foi apenas nas últimas décadas do século XX que eles
dispuseram de equipamentos adequados para investigar como o
sistema Terra realmente funciona. Dentre os principais avanços,
estão as redes de instrumentos e satélites orbitantes de coleta de
informações do sistema Terra numa escala global e o uso de
computadores eletrônicos com potência suficiente para calcular
a massa e a energia transferidas dentro do sistema. Os principais
componentesdo sistema Terra estão descritos no Quadro 1.2 e
representados na Figura panorâmica 1.10. Já discorremos so-
bre alguns deles e definiremos os outros a seguir.
Dedicaremos nossa atenção às diversas facetas do sistema
Terra nos capítulos posteriores. Vamos agora começar a pensar
sobre algumas de suas feições básicas. A Terra é um sistema
aberto, no sentido de que troca massa e energia com o restante
do cosmos. A energia radiante do Sol energiza o intemperismo e
a erosão da superfície terrestre, bem como o crescimento das
plantas, as quais servem de alimento a muitos outros seres vivos.
Nosso clima é controlado pelo balanço entre a energia solar que
A energia solar energiza estes componentes
Atmosfera Invólucro gasoso que se estende desde a superfície terrestre até uma altitude de cerca de 100 km
Hidrosfera A esfera da água compreende todos os oceanos, lagos, rios e a água subterrânea
Biosfera Toda matéria orgânica relacionada à vida próxima à superfície terrestre
O calor interno da Terra energiza estes componentes
Litosfera Espessa camada rochosa externa da Terra sólida que compreende a crosta e a parte superior do manto até uma
profundidade média de cerca de 100 km; forma as placas tectônicas
Astenosfera Fina camada dúctil do manto sob a litosfera que se deforma para acomodar os movimentos horizontais e verti-
cais das placas tectônicas
Manto inferior Manto sob a astenosfera, estendendo-se desde cerca de 400 km até o limite núcleo-manto8 (cerca de 2.900 km
de profundidade)
Núcleo externo Camada líquida composta predominantemente por ferro liquefeito, estendendo-se desde cerca de 2.900 km até
5.150 km de profundidade
Núcleo interno Esfera mais interna constituída predominantemente de ferro sólido, estendendo-se desde cerca de 5.150 km até
o centro da Terra (cerca de 6.400 km de profundidade)
Quadro 1.2 Os principais componentes do sistema Terra
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CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 37
Sol
1 O Sol controla o mecanismo 
externo da Terra.
5 O calor irradiado pela Terra equilibra
o calor interno e aquele recebido do Sol.
6 Meteoróides transportam 
massa do cosmos para a Terra.
2 3 O mecanismo interno da Terra 
é governado pelo calor apri-
sionado durante sua origem...
A TERRA É UM SISTEMA ABERTO QUE TROCA ENERGIA E MASSA COM SEU ENTORNO
4 ... e pela radioativi-
dade de seu interior.
A energia solar é
responsável por nosso 
clima e tempo meteorológico.
B
io
sf
er
a
Astenosfera
Núcleo externo
Núcleo interno
SISTEMA 
DO CLIMA
SISTEMA DO
GEODÍNAMO
SISTEMA
DAS PLACAS
TECTÔNICAS
Manto inferior
Litosfera
Atmosfera
Hidrosfera
MantoNúcleo 
externo
Núcleo 
interno
Astenosfera
Litosfera
Hidrosfera
Atmosfera
O SISTEMA TERRA É CONSTITUÍDO POR TODAS AS PARTES DE NOSSO PLANETA E SUAS INTERAÇÕES
8 ... bem como interações 
com a litosfera (p. ex., 
exalação de gases pelos 
vulcões e erosão).
12 O núcleo externo e o núcleo 
interno interagem no sistema do 
geodínamo que é responsável pelo 
campo magnético terrestre.
10 A litosfera move-se sobre porções 
do manto mais liquefeito, afunda 
e é arrastada para a astenosfera...
11 ... onde é movida para o manto 
inferior e emerge novamente 
num ciclo convectivo.
9 Os organismos vivos, a biosfera, 
ocupam9 parte da atmosfera, 
da hidrosfera e da litosfera. 
7 O sistema do clima envolve grande 
troca de massa (p. ex., água) e 
energia (p. ex., calor) entre a 
atmosfera e a hidrosfera...
Figura panorâmica 1.10 Principais componentes e subsistemas do sistema Terra
(ver Quadro 1.2). As interações entre os componentes são governadas pela energia do
Sol e do interior do planeta e organizadas em três geossistemas globais: o sistema do
clima, o sistema das placas tectônicas e o sistema do geodínamo.
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Para Entender a Terra38
chega até o sistema Terra e a energia que o planeta irradia de
volta para o espaço. As transferências de massa entre a Terra e
o espaço decresceram marcadamente depois do período de
Bombardeamento Pesado, mas ainda desempenham um papel
ativo no sistema Terra – é só perguntar aos dinossauros!
Embora pensemos a Terra como sendo um único sistema, é
um desafio estudá-la por inteiro de uma só vez. Ao invés disso,
se enfocarmos nossa atenção em partes do sistema, estaremos
avançando no seu entendimento. Por exemplo, nas discussões
sobre mudanças climáticas recentes, consideraremos primeira-
mente as interações entre atmosfera, hidrosfera e biosfera, as
quais são controladas pela energia solar. Nossa abordagem so-
bre a formação dos continentes enfocará as interações entre a
crosta e as porções mais profundas do manto, que são controla-
das pela energia interna da Terra. Os subsistemas específicos
que encerram elementos característicos da dinâmica terrestre
são chamados de geossistemas.10 O sistema Terra pode ser
pensado como uma coleção desses geossistemas abertos e inte-
rativos (e freqüentemente se sobrepondo).
Nesta seção, apresentaremos dois geossistemas importantes
que operam numa escala global: o sistema do clima e o sistema
das placas tectônicas. O terceiro sistema global é o do geodína-
mo, o qual é responsável pelo campo magnético terrestre, que
trata de uma parte importante do funcionamento da Terra como
planeta e também se constitui em um instrumento-chave para
explorar as camadas internas. O geodínamo será discutido no
Capítulo 21. A sua importância para a compreensão das placas
tectônicas é discutida no Capítulo 2. Posteriormente, ainda, te-
remos ocasião de discorrer sobre diversos geossistemas meno-
res. Aqui estão três exemplos: vulcões que expelem lava quen-
te (Capítulo 6), sistemas hidrológicos que nos proporcionam
água para consumo (Capítulo 13) e reservatórios de petróleo
que fornecem óleo e gás (Capítulo 22).
O sistema do clima
Tempo é o termo que usamos para descrever a temperatura, a
precipitação, a nebulosidade e os ventos observados num pon-
to da superfície terrestre. Todos sabemos o quanto o tempo po-
de ser variável – quente e chuvoso num dia, frio e seco no outro
–, dependendo dos movimentos de sistemas de tempestades,
frentes frias e quentes e outras mudanças rápidas dos distúrbios
atmosféricos. Como a atmosfera é muito complexa, mesmo os
melhores meteorologistas têm dificuldades em prever o tempo
com antecedência de mais de quatro ou cinco dias. Entretanto,
podemos inferir como ele será, em termos gerais, num futuro
bem mais distante, pois o tempo predominante é governado
principalmente pelas variações do influxo de energia solar nos
ciclos sazonais e diários: verões são quentes e invernos, frios;
dias são quentes e noites, mais frescas. O clima é a descrição
desses ciclos de tempo em termos das médias de temperatura e
outras variáveis obtidas durante muitos anos de observação.
Além dos valores médios, uma descrição completa do clima
também inclui medidas de quanto tem sido a variação do tem-
po meteorológico, tais como as temperaturas mais altas ou mais
baixas já registradas num certo dia.
O sistema do clima inclui todas as propriedades e intera-
ções dos componentes dentro do sistema Terra necessárias pa-
ra determinar o clima numa escala global e descobrir como ele
muda com o tempo. O problema é incrivelmente complicado
porque o clima não é apenas o comportamento da atmosfera so-
zinha. Ele é sensível a muitos outros processos envolvendo a hi-
drosfera, a biosfera e a Terra sólida (ver Figura panorâmica
1.10). Para entender essas interações, os cientistas elaboram
modelos numéricos – sistemas climáticos virtuais – em super-
computadores e comparam os resultados de suas simulações
com os dados observados. (Em março de 2002, o Japão anun-
ciou o maior e mais rápido computador do mundo, o Simulador
daTerra – Earth Simulator –, dedicado à modelagem do clima
terrestre e outros geossistemas.)
Os cientistas ganham credibilidade quando seus modelos
apresentam uma boa coincidência com os dados observados.
Eles utilizam os desajustes para identificar onde os modelos
estavam errados ou incompletos. Além disso, esperam aperfei-
çoar suficientemente os modelos por meio de testes feitos a
partir de diversos tipos de observações, de modo que possam
fazer predições acuradas sobre como o clima mudará no futu-
ro. Um problema particularmente urgente é entender o aqueci-
mento global que pode resultar das emissões de dióxido de
carbono e outros gases-estufa gerados por atividades humanas.
Parte do debate público sobre o aquecimento global centra-se
sobre a precisão das predições computadorizadas. Os céticos
argumentam que mesmo os modelos computadorizados mais
sofisticados não são confiáveis porque desconsideram várias
feições do sistema Terra real. No Capítulo 23, discutiremos al-
guns aspectos de como o sistema do clima funciona e os pro-
blemas práticos das mudanças climáticas causadas pelas ativi-
dades humanas.
O sistema das placas tectônicas
Alguns dos mais dramáticos eventos geológicos do planeta –
erupções vulcânicas e terremotos, por exemplo – também resul-
tam de interações dentro do sistema Terra. Esses fenômenos
são controlados pelo calor interno do globo, que escapa por
meio da circulação de material no manto sólido, em um proces-
so conhecido como convecção.
Vimos que a Terra é quimicamente zoneada: sua crosta,
manto e núcleo são camadas quimicamente distintas que se se-
gregaram durante a diferenciação primordial. A Terra é também
zoneada pela reologia, ou seja, pelos diferentes comportamen-
tos materiais que apresenta ao resistir à deformação. Por sua
vez, a deformação do material depende da composição quími-
ca (tijolos são frágeis; barras de sabão, dúcteis) e da temperatu-
ra (cera fria é frágil; cera quente, dúctil). De certa forma, a par-
te externa da Terra sólida comporta-se como uma bola de cera
quente. O resfriamento da superfície torna frágil a casca mais
externa ou litosfera (do grego lithos, “pedra”), a qual envolve
uma quente e dúctil astenosfera (do grego asthenes, “fraque-
za”). A litosfera inclui a crosta e o topo do manto até uma pro-
fundidade média de cerca de 100 km. Quando submetida a uma
força, a litosfera tende a se comportar como uma casca rígida e
frágil, enquanto a astenosfera sotoposta flui como um sólido
moldável ou dúctil.
De acordo com a notável teoria da tectônica de placas, a li-
tosfera não é uma casca contínua; ela é quebrada em cerca de
12 grandes “placas” que se movem sobre a superfície terrestre
com taxas de alguns centímetros por ano. Cada placa atua co-
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CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 39
mo uma unidade rígida distinta que se move sobre a astenosfe-
ra, a qual também está em movimento. Ao formar uma placa, a
litosfera pode ter uma espessura de apenas alguns quilômetros
nas áreas com atividade vulcânica e, talvez, de até 200 km ou
mais nas regiões mais antigas e frias dos continentes. A desco-
berta das placas tectônicas na década de 1960 forneceu aos
cientistas a primeira teoria unificada para explicar a distribui-
ção mundial dos terremotos e dos vulcões, a deriva dos conti-
nentes, o soerguimento de montanhas e muitos outros fenôme-
nos geológicos. O Capítulo 2 será destinado a descrever deta-
lhadamente a tectônica de placas.
Por que as placas se movem na superfície terrestre ao invés
de se fixarem completamente numa casca rígida? As forças que
empurram e arrastam as placas ao redor da superfície originam-
se do motor térmico do manto sólido da Terra, o qual causa
convecção. Em termos gerais, a convecção é um mecanismo de
transferência de energia e de massa no qual o material aqueci-
do ascende e o resfriado afunda. Tendemos a pensar a convec-
ção como um processo envolvendo fluidos e gases – como
acontece nas correntes de circulação de água fervendo num po-
te, na fumaça ascendendo de uma chaminé ou no ar aquecido
que sobe para o teto enquanto o frio desce para o chão –, mas
ela também pode ocorrer em sólidos que estão em temperaturas
suficientemente altas, tornando-os frágeis e dúcteis. Observa-
mos que o fluxo dos sólidos dúcteis é comumente mais lento
que o dos fluidos, pois mesmo os sólidos “frágeis” (como a ce-
ra ou o caramelo) são mais resistentes à deformação que os
fluidos comuns (como a água ou o mercúrio).
A convecção pode ocorrer em qualquer material que flui,
seja um fluido ou um sólido dúctil, quando é aquecido na base
e resfriado no topo. A matéria quente da base sobe sob a força
do empuxo, pois se tornou menos densa que a matéria que está
sobre ela no topo. Quando alcança a superfície, ela perde calor
e esfria, a partir do que se move lateralmente e se torna mais
densa. No momento em que adquire mais densidade que o ma-
terial subjacente, ela afunda pela atração da gravidade, como
ilustrado na Figura 1.11. A circulação continuará durante o
tempo necessário para que o calor existente no interior seja
transferido para a superfície fria.
O movimento das placas é a manifestação superficial da
convecção do manto e nos referimos a todo esse sistema como
o sistema das placas tectônicas. Controlado pelo calor interno
da Terra, o material quente do manto sobe onde as placas se se-
param, e então começa a endurecer a litosfera. À medida que se
move para longe desse limite divergente, a litosfera esfria e tor-
na-se mais rígida. Porém, ela pode eventualmente afundar na
astenosfera e arrastar material de volta para o manto, nos bor-
dos onde as placas convergem (Figura 1.11b). Assim como no
sistema do clima (que envolve uma ampla variedade de proces-
sos convectivos na atmosfera e nos oceanos), os cientistas estu-
dam as placas tectônicas usando simulações computadorizadas
para representar o que pensam ser os mais importantes compo-
nentes e interações. Eles revisam os modelos cujas implicações
estão em desacordo com os dados reais.
A Terra ao longo do tempo
geológico
Até agora, discutimos dois tópicos importantes: como a Terra
se formou nos primórdios do sistema solar e como dois geossis-
temas globais funcionam hoje. Mas o que ocorreu durante os
4,5 bilhões de anos subseqüentes? Para responder essa questão,
iniciaremos com uma abordagem geral do tempo geológico,
desde o nascimento do planeta até o presente. Os capítulos pos-
teriores apresentarão mais detalhes.
Uma visão geral do tempo geológico
Compreender a imensidão do tempo geológico pode ser um de-
safio para os leigos. O escritor John McPhee observou eloqüen-
1 A convecção move a água 
quente do fundo para o topo...
2 ... onde ela se esfria, 
move-se lateralmente, 
afunda...
4 A matéria quente do 
manto ascende...
5 ... levando as placas a 
se formar e divergir.
6 Onde as placas 
convergem, uma placa 
resfriada é arrastada 
sob a placa vizinha...
7 ... mergulha, aquece-se 
e, novamente, sobe.
3 ... aquece-se 
e, novamente, 
sobe.
Placa Placa
(a) (b)
Figura 1.11 (a) A água fervendo é um exemplo familiar da convecção. (b) Uma visão
simplificada das correntes de convecção no interior da Terra.
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Para Entender a Terra40
temente que os geólogos olham para o “tempo profundo” do
início da história da Terra (medido em bilhões de anos) da mes-
ma maneira que um astrônomo olha para o “espaço profundo”
do universo (medido em bilhões de anos-luz). A Figura 1.12
apresenta o tempo geológico como uma fita marcada com al-
guns dos principais eventos e transições.
Já descrevemos as teorias atualmente aceitas de acresci-
mento planetário e diferenciação durante os primeiros 500 mi-
lhões de anosda história da Terra. Esse intervalo pode ser cha-
mado apropriadamente de idade geológica “das trevas”, porque
muito pouco do registro geológico foi capaz de sobreviver ao
período do Bombardeamento Pesado. As rochas mais antigas
encontradas atualmente na superfície terrestre têm cerca de 4
bilhões de anos. Rochas muito antigas, com idade de 3,8 bi-
lhões de anos, mostram evidências de erosão pela água, indi-
cando a existência da hidrosfera. Há 2,5 bilhões de anos, reu-
niu-se suficiente crosta de baixa densidade na superfície terres-
tre para formar grandes massas continentais. Os processos geo-
lógicos que subseqüentemente modificaram esses continentes
foram muito similares àqueles que hoje vemos atuando nas pla-
cas tectônicas.
A partir de cerca de 2,5 bilhões de anos atrás, o registro fós-
sil da vida primitiva da Terra tornou-se progressivamente mais
rico, revelando um conjunto diverso de comportamentos adap-
3.000
4.000
2.0002.200
1.000700
439 Ma
Extinção 
em massa
Presente
500
1.500
250 Ma
Extinção 
em massa
125 Ma
Plantas 
florescentes 
mais antigas
208 Ma
Extinção 
em massa
420 Ma
Animais 
terrestres 
mais antigos
324 Ma
Extinção 
em massa
65 Ma
Extinção 
em massa
5 Ma
Primeiros 
hominídeos
0,12 Ma
Primeiro aparecimento 
de nossa espécie,
Homo sapiens sapiens
4.570 milhões de anos atrás (Ma)
Formação do 
Sol e disco de 
acrescimento 
4.560 Ma
Acrescimento dos 
planetesimais; início do 
acrescimento da Terra
4.510 Ma
Formação 
da Lua
4.470 Ma
Acrescimento da Terra, 
formação do núcleo e 
diferenciação completadas
4.400 Ma
Grão mineral 
mais antigo
4.000 Ma
Fim do Bombardeamento 
Pesado; rochas 
continentais mais antigas
3.800 Ma
Primeira 
evidência 
de água
2.500 Ma
Completada a 
principal fase de 
formação dos 
continentes
3.500 Ma
Primeira 
evidência de vida
2.450-2.200 Ma
Oxigenação da 
atmosfera
2.200 Ma
Desenvolvimento de 
células com núcleo
700 Ma
O gelo cobriu toda a Terra?
565 Ma
Distribuição mundial de 
organismos multicelulares
545-530 Ma
“Big Bang” 
evolutivo
Figura 1.12 A fita do tempo geológico desde a formação do
sistema solar até o presente, medida em bilhões de anos e
marcada por alguns dos principais eventos e transições da
história da Terra. Nossos hominídeos ancestrais tornaram-se
evidentes no registro geológico há cerca de 5 milhões de anos,
somente um décimo de 1% da idade total da Terra. O intervalo de
existência humana (cerca de 120 mil anos11) é menor que a
espessura da linha no fim da fita! Alguns eventos aqui mostrados
são especulativos e muitos têm idade imprecisa.
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CAPÍTULO 1 • Estruturando um Planeta 41
tativos dos pioneiros da vida no planeta. Alguns desses com-
portamentos tiveram influência global, resultando em uma pro-
gressiva oxigenação da atmosfera e do oceano durante os 2 bi-
lhões de anos seguintes. Ao decifrar esse registro geológico,
podemos reconstruir a história da evolução biológica.
A evolução da vida
Todos os organismos vivos e a matéria orgânica que produzem,
considerados como uma coisa só, constituem a biosfera (do gre-
go bios, “vida”) da Terra. A evolução da vida envolveu intera-
ções complexas entre biosfera, atmosfera, hidrosfera e litosfera.
O início da vida Há pouco mais de 4 bilhões de anos, a atmos-
fera e a hidrosfera primitivas da Terra já tinham se formado.
Gases leves, como o hidrogênio, escaparam para o espaço, dei-
xando para trás gases mais pesados, como vapor d’água, dióxi-
do de carbono e dióxido de enxofre. Essa atmosfera primitiva
permitiu que quase todos os componentes da luz solar alcanças-
sem a superfície terrestre – incluindo os raios ultravioleta (UV),
os quais são danosos para a vida. Na mesma época, havia dió-
xido de carbono e vapor d’água suficientes para aprisionar o ca-
lor que se irradiava da superfície, mantendo a Terra quente. Es-
se fenômeno é conhecido como efeito estufa, pois guarda ana-
logia com o aquecimento de uma estufa, onde o vidro deixa a
luz passar, enquanto pouco calor consegue sair.
De algum modo, a vida iniciou no efeito estufa da Terra,
apesar da intensa radiação UV e da atmosfera hostil, pobre em
oxigênio. Evidências diretas, embora atualmente questionadas,
residem na preservação dos primeiros fósseis (traços de orga-
nismos de épocas geológicas passadas preservados na crosta).
Fósseis de bactérias primitivas foram encontrados em rochas
datadas de 3,5 bilhões de anos. Uma linha de evidências mais
efetiva, embora indireta, é fornecida pela composição da maté-
ria orgânica preservada nas rochas dessa idade. Esses remanes-
centes químicos dos organismos antigos estão rapidamente ul-
trapassando a evidência fóssil como sendo a principal base pa-
ra o entendimento da evolução primitiva da vida na Terra.
Há uma forte probabilidade, entretanto, de que a vida tenha
originado-se em época anterior, talvez há 4 bilhões de anos ou
mesmo antes. O primeiro degrau até a evolução da bactéria pri-
mitiva é pensado como sendo a reunião de grandes moléculas de
gases, como o metano e a amônia. A energia para essas transfor-
mações foi suprida pela forte radiação UV. Esse degrau tem sido
explorado em muitos experimentos químicos que mostram como
esses diversos tijolos fundamentais da vida poderiam ter se for-
mado. De alguma maneira, essas moléculas orgânicas agrega-
ram-se e formaram sistemas capazes de crescer e metabolizar.
Esses sistemas não eram propriamente a vida, pois não se repro-
duziam, de sorte que são chamados de protovida. Alguns cientis-
tas argumentam que a protovida foi concentrada em nascentes
quentes alimentadas por vulcões no assoalho do oceano.
O próximo degrau crítico foi o desenvolvimento da primei-
ra molécula verdadeiramente auto-replicável: o ácido ribonu-
cléico (RNA). Essa molécula com uma única cadeia de nucleo-
tídeos – assim como seu primo com duas cadeias, o ácido deso-
xirribonucléico (DNA) – é envolvida intimamente no processo
de auto-replicação. O “mundo do RNA” foi transitório e logo
evoluiu para o “mundo do DNA”, mais complexo, o qual carac-
terizou a biosfera pelo resto da história geológica.
Nem todos os cientistas aprovam essas hipóteses. Poucos
deles acreditam que o impacto de cometas trouxe para a Terra
não apenas os gases da atmosfera e os oceanos, mas também a
própria vida. De acordo com essa visão, a vida na Terra iniciou
quando cometas caíram – bolas de gelo e gases congelados – e
“colonizaram” o planeta. Um cientista propôs que o constante
bombardeamento da Terra nesses tempos iniciais pode muito
bem ter destruído a vida logo depois que ela fora sintetizada. Se
isso de fato ocorreu, a vida teria reiniciado diversas vezes.
Esses estágios primitivos da origem da vida, provavelmen-
te, não afetaram de modo importante a atmosfera, a qual per-
maneceu composta dominantemente por nitrogênio e dióxido
de carbono.
O oxigênio torna-se o principal gás da atmosfera Os orga-
nismos primitivos devem ter fornecido quantidades relativa-
mente pequenas de matéria orgânica produzida por processos
químicos inorgânicos ou reciclada de outros organismos. A
principal mudança ocorreu quando a vida evoluiu para fazer
seu próprio alimento por meio da fotossíntese. Esse é o proces-
so pelo qual as plantas e outros organismos verdes utilizam a
clorofila (que os colore de verde) e a energia da luz solar para
produzir carboidratos a partir do dióxido de carbono e da água.
A evolução da fotossíntese no início da história geológica
da Terra teve imensas conseqüências. Um produto derivado da
fotossíntese é o oxigênio (O2). À medida que a matéria orgâ-
nica da vida fotossintética era soterrada, o carbono era remo-
vido da atmosfera e o oxigênio, acumulado. A partir das evi-
dências fósseis, parece que processos semelhantes ocorreram
há 2,5 bilhões de anos. Os geólogos encontraram rochas de
ferro bandeado muito antigas, com idade de 2,5 bilhões de
anos, que foram