Decifrando a terra

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1 
3 
4 
5 
•••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••• •••••••••••••••••• ■ •• ■ •••••••••• ■ ••••••••••••••••• tx 
ETA TERRA E SUAS ORIGENS ...................................................... ■ • - ••••••••••••••••••••••••••••••••• .. 1 
Estrutura do Universc.J ........................................................................................................................................ 2 
Come) Nasceu o lJnivcrso ................................................................................................................................ 4 
Evolução Estelar e Fc)rmaçãc) dos Elen1cntos ··················································································"·········· 6 
O Sistema Sc)lar .................................................................................................................................................. 11 
Meteoritos .............................................................. ' .......................................................................................... . 13 
Planetol(>gia Cc>mparada ................................................................................................................................. 1 7 
Perspetivas dr> Estudo do U niversl) ............................................................................................................. 24 
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ................ ' . .27 
Minerais: Uniclades Constituintes das Rochas •••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••• 28 
Rochas: Unidac.les Formadc)ras c.la Crosta ••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••• 37 
SISMICIDADE E ESTRUTURA INTERNA DA TERRA ···································-············-············· .43 
3.1 
, 
O que E o 1erremoto? ................................................................................................................................... 44 
32 Estrutura Interna da Terra ................................................................................................. -........................... . 47 
3.3 Medindo os Terremc)tos ................................................................................................................................. 50 
3.4 Sismicidade Mundial ........................................................................................................ -.............................. . 54 
INVESTIGANDO O INTERIOR DA TERRA ••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••• .......................... 63 
4.1 
4.2 
4.3 
4.4 
4.5 
4.6 
4.7 
4.8 
4.9 
4.10 
4.11 
4.12 
4.13 
4.14 
' e a Gravidac.le ••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••• 64 O que 
Medindc> a Gravidade ........................................................................................................ _ ............................ 6 5 
A Forma da Terra ........................................................................................................... -............................... . 66 
Interpretando Anc)malias Gravimétricas ...................................................................................... -............. . 
O Princípi<J da ls<>stasia .................................................................................................. ·-··········"·· ................. 69 
A Terra CC)ffiO 
, 
um lmensc) lmã .......... ' ......................................................................................................... . 71 
Representação Vç:tc)rial do Campo Magnético .................................................................................. -...... . 74 
A Magnetosfcra ................................................................................................................................................. . 74 
Por que o Campo Magnéticc) é Variável ....................................................................................... -............ . 76 
Mapas Magnéticos e Anomalias Magnéticas .............................................................................................. . 77 
O Mecanismo de Dínamc) na Geração de) Ca1npc> Magnético .............................................................. 78 
O Magnetismc> da Terra 
A História Gravada elas 
no Passado 
lnversc>es 
Magnetismo das Rochas e a Deriva <lc>s Continentes 
l 
A COMPOSIÇÃO E O CALOR DA TERRA ' -··························••;•·······························t······················· 83 
5 t-,.-· • --i, 
-- -S~a -
--s:ít" 
b -r 
-:--'!-':s<' 
6.4:L 
6.2 
6.3 
6.4 
6.5 
' ' 
Introdução f '. ••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••••a•••••••••••\•••••••••••••••••••••••• .. •••••••••••••t•••••••••••••••••••••••••• 84 
Modelos de Estrutura e CompcJsição 
•. ~,'•):··~~-~~ 
• u• ~1 ~ ',, ''l .,..-,· ::·g'"-3 
········································"······································•::o••······· .. ··············· ' 
' ' O Calc>r do Interior da Terra ...... ' ................................................................................................................. . 90 
' • ,. 
' • • .,,,...Ji,Mo/•,--' -~--··"'•''"' .,, ... ,.,,. ..•. 
NICA GLOBAL ....................................................................................................................... 97 
O Surgimento da Teoria da Deriva Continental ........................................................................................ 98 
Anos 50: O Ressurgimentc> da Tec>ria da Deriva Continental ................................................................. 99 
O Surgimento da Teoria da Tectônica Global ........................................................................................ 101 
Placas Tectônicas ............................................................................................................................................ 1 ()1 
A Dança dos Continentes ............................................................................................................................ 111 
• • • 
l 
[ 
1..t-~ ,. •• 1 
' 
7 CICLO DA ÁGUA, ÁGUA SUBTERRÂNEA E SUA AÇÃO GEOLÓGICA .............................. 113 
7.1 
, 
O Movimento de Agua no Sistema Terra - Ciclo Hidrológico ............................ ..... ... .. ............ ........ 114 
7.2 Agua no Subsolo: Água Subterrânea ...................................... ............................. ............ ........ .................. 118 
, 
7.3 Ação Geológica da Agua Subterrânea ...................................................................................................... 127 
-8 INTEMPERISMO E FORMAÇAO DO SOLO ............................................................................. 139 
8.1 Tipos de Intemperismo ................................................................................................................................. 141 
8.2 
8.3 
8.4 
8.5 
8.6 
Intemperismo, Erosão e· Sedimentação .................................................................................................... . 
....;_~-'-·º· ,·----
~ A' R. - d I . ns eaçoes o ntemper1smo ..................................................................................................................... . 
144 
144 
Distribuição dos Processos de Alteração na Superfície da Terra ......................................................... 148 
Fatores que Controlam a Alteração Intempérica ..................................................................................... 150 
Produtos do Intemperismo ......................................................................................................................... 15 7 
9 SEDIMENTOS E PROCESSOS SEDIMENTARES .................................................................... 167 
9.1 Como Formas e Processos se Relacionam?............................................................................................. 17() 
9 .2 Biografia de um Grão de Areia .................................................................................................................. 170 
9.3 Sedimentos que Não São Grãos: o Transpc>rte Químico (iônico) ...................................................... 174 
9.4 Dando Nomes aos Sedimentos .................................................................................................................. 175 
9.5 Categorias de Transporte Mecânico ........................................................................................................... 1 79 
OS E PROCESSOS ALUVIAIS ................................................................................................... 191 
· 10.1 Bacias de Drenagem . . . ... . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . ... . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 9 2 
10.2 Rios .................................................................................................................................................................... 196 
10.3 Leques Aluviais e Deltaicos .......................................................................................................................... 2()() 
10.4 Os Depósitos Aluviais no Registro Geológico ....................................................................................... 2()2 
11 AÇÃO GEOLÓGICA DO GELO .................................................................................................... 215 
11.1 Gelo e Geleiras .................... -. .. . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21 () 
11.2 Ação Glacial Terrestre ................................................................................................................................... 222 
11.3 Ação Glacial Marinha .................................................................................................................................... 238 
11.4 Glaciação ao Longo do Tempo Geológico ............................................................................................ 242 
11.5 Causas das Glaciações ............................. ~ ..................................................................................................... 243 
12 PROCESSOS EÓLICOS E A AÇÃO DOS VENTOS ................................................................. 24 7 
12.1 Os Mecanismos de Transporte e Sedimentação ....................................................................................... 250 
12.2 Registros Produzidos pelo Vento ................................................................................................................ 252 
12.3 Depósitos Eólicos Importantes na História GeoléJgica deJ Planeta ..................................................... 259 
12.4 Características Mineralógicas e Físicas dos Sedimentos Eólicos ............................................................ 259 
12.5 Registros Sedimentares Eólicos Antigos ................................................................................................... 259 
13 PROCESSOS OCEÂNICOS E A FISIOGRAFIA DOS FUNDOS MARINHOS .................... 261 
13.1 O Relevo dos Oceanos .................................................................................................................................. 262 
13.2 A Origem e a Distribuição dos Sedimentos nos Fundos Oceânicc>s Atuais ...................................... 266 
13.3 Processos Responsâveis pela Distribuição de Sedimentos Marinhos ................................................... 268 
13.4 A Fisiografia da Margem Continental Brasileira e o Funde> Oceânico Adjacente ............................. 275 
13.5 Ocupação, Conhecimento e Exploração do Litoral e Margem Continental Brasileira .................... 281 
13.6 Perspectivas da Exploração dos Fundos Oceânicos ............................................................................... 283 
-
, 
INDICE vii 
• 
14 DEPOSITOS E ROCHAS SEDIMENTARES .............................................................................. 285 
15 
16 
14.1 Transformando Sedimentos em Rochas Sedimentares .......................................................................... 288 
14.2 Componentes de Rochas Sedimentares .................................................................................................... 292 
14.3 Dando Nomes às Rochas Sedimentares ................................................................................................... 293 
14.4 Para que Servem as Rochas e Depc)sitos Sedimentares ......................................................................... 3()1 
EM BUSCA DO PASSADO DO PJ.ANETA: TEMPO GEOLÓGICO ..................................... 305 
15.1 
15.2 
15.3 
15.4 
Corno Surgiu a Ge()logia e uma Nc>va Concepção do Tempo ........................................................... 307 
Dataçãci Relativa e o Estabelecimento da J:-,:scala de Temp<> G cológicc> ............................................ 314 
Princípios e Métodos Moclern(>S d.e Datação Absc)luta ......................................................................... 32() 
A Humanidade e o Tempc> Geológico ...................................................................................................... 326 
' ROCHAS IGNEAS ............................................................................................................................ 327 
16.1 Magma: Características e Prc)cessos de Consolidação ............................................................................ 329 
16.2 Variedacle e Características das Rochas Ígneas .......................................................................................... 335 
16.3 Rochas Intrusivas: Modos de ()corrência e Estruturas ........................................................................... 342 
16.4 Magmatismo e Tectônica de Placas ............................................................................................................. 345 
17 VlJLCANISMO: PRODUTOS E IMPORTÂNCIA PARA A VIDA ............................................ 347 
17.1 Conhecendo os Prc)dutos Vulcânicc>s ........................................................................................................ 350 
17.2 Morfologia ele um Vulcàl) ............................................................................................................................ 361 
17 .3 Estilos Eruptivos ............................................................................................................................................ 364 
17.4 Vulcanismo e seus Efeitos nc> Meio Ambiente ........................................................................................ 373 
, 
17.5 E Possível Prever Riscos Vulcânicos? ......................................................................................................... 375 
17.6 Vulcanismc) e seus Bcnefíci<.Js ....................................................................................................................... 379 
18 ROCHAS • METAMORFICAS ................................................................................................................. - ... 381 
18.1 Evc)lução Histórica dos Estudos sobre Metamorfismo ........................................................................ 383 
18.2 Fatores Cc)ndicionantes do Metamorfismo ............................................................................................. 384 
18.3 Prc)ccssos Físico-químicos de> Metamc>rfismo ........................................................................................386 
18.4 Tipo de Metamorfismo ............................................................................................................................... 388 
18.5 Sistemática do Estudo Gec)lógiclJ dos Terrenos Metamórficos .......................................................... 391 
18.6 Míneralogia, Texturas e J--,:struturas ele Rc)chas Metamórficas ............................................................... 393 
18. 7 Nomenclatura de Rochas Metamórficas ................................................................................................... 39 5 
18.8 Rochas Metamórficas e a Tectônica Global ............................................................................................. 397 
19 ESTRUTURAS EM ROCHAS .......................................................................................................... _ ... 399 
19.1 Princípios Mecânicc)s da Deformação ....................................................................................................... 400 
19 .2 Formand(J Dobras .............................................................................................................................. -......... 406 
19 .3 Formandc) Falhas ............................................................................................................................................ 411 
• 
20 RECURSOS HIDRICOS ................................................................................................................................... 421 
20.1 Abundância e Distribuiçãc> de Agua Doce nc) Planeta .......................................................................... 423 
20.2 Demanda de Ágtia ........................................................................................................................................ 422 
20.3 Impactos das Atividades Antrópicas nos Recursos Hídricos ................................................................ 427 
20.4 O RecurS(J Hídric(l Subterrâneo ................................................................................................................. 427 
20.5 A Influência das Atividades Antrópicas n<>s Recursos Hídric<>s St1bterrâneos .................................. 430 
, 
20.6 A Contaminação da Agua Subterrânea ..................................................................................................... 435 
• 
20. 7 Proteção das Aguas Subterrâneas ............................................................................................................... 442 
, 
viii INDICE 
21 REC:lJ RSOS MINERAIS ........................................................................................................•......... 445 
21.1 
21.2 
21.3 
21.4 
21.5 
21.6 
Dep()sito Mineral: Conccitc)S Básicos ........................................................................................................ 446 
C)s Principais Tipos Genéticos de Depósitos Minerais - Feições Essenciais ..................................... 456 
Tectônica Glol1al e Depé)sitos Minerais ..................................................................................................... 461 
DescolJtindc) Novos Depósitos l\ilinerais ................................................................................................ . 
Panorama dos Recursos Minerais do Brasil ............................................................................................. . 
R Mi · e· ru· ~ ecursc)S nerats e ... 1v zaçac) .................................................................................................................. . 
, 
462 
463 
467 
22 Rl~ClJRSC)S ~~NRR.GETICOS ························································"'··············································· 471 
23 
24 
22.1 
22.2 
22.3 
22.4 
22.5 
22.(i 
Biomassa ......................................................................................................................................................... . 
e b , . F' . .,c)m ust1ve1s ~asseis .................................................................................................................................... . 
Energia Nuclear ............................................................................................................................................ . 
n . G , . 
.1 · .. ncrg1~1 eotcrm1ca ··································································~·····································-····· ....................... . 
Hidre l_ctricidade .......................................................................................................... _ .................................. . 
(Jutras f--,ontes de Energia ............................................................................................................... ~ .......... .. 
472 
472 
480 
482 
488 
489 
PT,ANETA TERRA: PASSADO, PRESENTE E FUTlJRO ......................................................... 493 
23.1 (_) Ritmo e Pulse) d~1 ,._lêrra ........................................................................................................................... 49 5 
23.2 As Linl1as-Mcstre ela 1-Iistc'Jria tla Terra ..................................................................................................... 499 
23.3 Tendências Seculares na História GecJlógica ............................................................................................ 500 
23.4 Ciclos Astt(>Ilt)micos e Geológic(>S ........................................................................................................... 506 
23.5 Eventos Singulares e seus Efeitos ................................................................................................................ 511 
A TERRA, A HUMANIDADE E O DESENVOLVIMENTO SUSTENTÁVEL .................... 517 
24.1 
24.2 
24.:, 
24.5 
Corn<J Nasceu o C<)nceito de DesenvcJlvimento Sustentável ............................................................... 521 
A e-; l<Jl)alizaçào e a Dinâmica Social d<J Final do Século XX ............................................................... 522 
Papel elas Geociências no Sécul(> XXI ....................................................................................................... 524 
Glo\)alizaçào versus Sustcntabilitlade ......................................................................................................... 528 
BIBJ....,JOGRAt'IA COMI'LEMENTAR .................................................................................................. 529 
AIJÊNDICE I Cl,1ssificaçâo Sistctn,ítica de Minerais e set1s U Sl>s ..................................................... 533 
Al'f~NDICE II Cflnversão de Unidades ...........................................................................................•... 537 
AI>ÊNDIC:E I.Il D~ttlos Nt1tnéricos S<>hre a Terr,1 ................................................................................ 538 
APÊNDICE IV Minerais c<>t110 Fonte ele Elen1cntos Q11ín1icos ........................................................ 539 
A 
APl~NDICE V Minerais E1nprcgados etn s11a Forma Nat11ral ........................................................... 544 
A 
API~NDICE VI Resistê11cia Mccâr1ica tlc algu1nas Rocl1as ................................................................. 548 
ÍNDICE REMISSIVO ·~·········· ........................................................................................................................ 549 
2 DECIFRANDO A TERRA 
pla11eta en1 ql1e vivemos é formallo pelo mes-
m(J n1aterial que con1põe os clemais corpos 
de) Sisten1a S(>lar e t11d<> <J mais ql1e faz lJarte de n<JSS<J 
UniverscJ. Assin1, a <Jrigen1 da Terra está ligalla intrin-
seca1nente à formação llo Sol, llos llemais planetas 
d(J Sistema S(ilar e ele toclas as estrelas a partir de nu-
vens lle gás e poeira interestelar. PcJr isscJ, na investigaçãcJ 
ela origem e evcJluçã<) c.le n(JSSCJ planeta, é necessári<J 
reccirrer a l1ma análise llo espaço exterior 1naislongín-
ql10 e, ao 1nesmo temp<), às evic.lências c1ue temos llo 
passadcJ 1nais re111oto. (~om !Jase nas informações 
dec(irre11tes ele eliversos camp(JS ela c:iê11cia (Física, 
Quí1nica, Astr<J11(>111ia, Astr(>t1sica, C(>Slll(Jc.1uímica), 
ben1 como estulh1t1llo a natureza li<) 111aterial terrestre 
(crJnlp<Jsiçã(J c.1uí1nica, fases minerais, etc.), já f(>ra1n 
cilJticlas respostas para algu111as i1np<Jrtantes c.1uestr"ies 
ql1e clizen1 respeite> à r1ossa existência: 
• C<llll(J se t"i:ir1naran1 eis clc:111entos químiccis? 
• (~orno se fr:>r111ara1n as estrelas? 
• C:r.>m(> se f<>rmaram (JS lJlanetas d(> Sistema Sc>lar? 
• '(~ual é a idade ela Terra e do Sistema Solar? 
• (Jual é a illac.le c.lc> lJ11ivers<>? 
• (~uai é o futur<> li(> Siste111a Sc>lar, e elo própri<) 
LJ nivcrsr:>? 
Para as quatro primeiras perguntas já existem evi-
dências suficientes para estabelecer uma razcJável 
confiança nos pesquisac.lores em relação às suas teori-
as, baseadas no conhecimento científicci, tantci teé)rico 
ccJm<J prátic<J, <Jbservacic>nal <Ju experimental. A quinta 
e a sexta talvez também possam vir a ser responclidas 
a contento com o progresso c.la Ciência. 
Contuc.-!o, o que existia antes do Universo? Para esta 
pergunta ainda não temos esperança de resposta no 
camp<> d(> C(Jnhecimento científico convencicinal, e tal 
c.1uestão permanecerá C<Jm<J <Jbjetc> de considerações · 
filosóficas e metafísicas - tema de âmbito c.las c.liferen-
tes religiões, cujos dogmas implicam a presença de 
um Criadcir, exercendo sua vontade superior. 
1.1 Estrutura do Universo 
A Astronomia nos ':nsina que existem incontáveis 
estrelas nc) céu. AcJ mesmcJ tempci, c)bservamos que 
elas se clispõem ele uma maneira ordenada, segundo 
hieratql1ias. As estrelas agrupam-se primeiramente em 
galáxias, c11jas dimens<->es sãci da ordem de 100.000 
anos-luz (c.listância percorrida à vel<icidade da luz, 300 
mil km/s, clurante um ano). As figuras 1.1 e 1.2 apre-
sentam d<iis exemplos comuns ele galáxias: tipo elíptico 
e tipo espiral. A estrutura interna das galáxias pode 
Fig. 1.1 A galáxia gigante de Andrômeda (tipo elíptico) - a mais próxima do nosso Sistema Solar (2,4 milhões de anos-luz) - com sai 
núcleo denso e brilhante contendo bilhões de estrelas. Fonte: NASA. 
Fotomontagem Terra e Lua, NASA. 
f,iF 
CAPÍTULO 1 • O PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS 3 •,,t ,_ 
Fig. 1.2 Exemplo de uma galáxia do tipo espiral (NGCl 232). 
Fonte: NASA. 
conter mais de 10() !)ilhões c.le estrelas de tc)clas as d.i-
mensões, cc)m inc<>ntávcis particularidades. l~or 
exemplo, entre as c.lese<>l1ertas ql1e vên1 senc.l<> alv<> de 
estudos rádio-astronômicc)s estã<> <>s q11asars, c>bjetos 
peculiares c<>m dimensão semelhante à d<> n<>sso Sis-
tema Solar, mas contenc.lo imensa ql1anticlacle ele e11ersria 
e brilhand<> c<>m extrcn1a intensiclade. As galáxias po-
dem conter enormes espaç<>s interestelares de baixa 
densidade, mas taml)ém regiões de densic-!acle extre-
ma. Os assim chamados buracos negros p<)dem sugar 
qualquer matéria das pr<>ximiclacles, em virtude de Slla 
gigantesca energia gravitaci<>nal. Nem mesmo a luz 
consegue escapar elos burac<>s negtc>s, e o seu estuc.lo 
é um dos temas de fronteira da Astt<>n<>mia. 
A Via Láctea é taml1ém llma galáxia c.lcJ tip<> es-
piral, senclo que o Sol - a estrela central c.le nc)SS<> 
Sistema Solar - está situad<> nun1 de sellS braç<>S peri-
féricos. A Via J ,áctea possui ta1nbé1n um núcleo cer1tral, 
onde aparecem agrupamentos c.le estrelas jc>vens. 
As galáxias, por Slla vez, se agrl1pam n<>s assi1n 
chamallos. aglomerados, l}Ue p<>dem conter e11tre al-
gumas dezenas a alguns mill1ares lle galáxias. A Via 
Láctea pertence ao chamadc) (-;rupo Local, l}Ue incll1i 
também a galáxia lle A11drt>n1eda e as Nuvens de 
Magalhães. Finalmente, o maÍ<>r 11ível hierárquic<) ll<J 
LJniverso é <> de superagk>111eracl<Js, c<Jn1p<>st<is ele até 
dezenas ele n1ilhares c.le galáxias, e C<>lll exte11s{>cs qLte 
atingem centenas ele n1ill1ões c.le a11c>s-ll1z. 
As <>l)scrvações astt<JntJmicas 11<>s cc>ncluzen1 a pel<> 
men<)S dt1as reflcxi'>es relevantes lJara <JS te1nas da <)ri-
p;em elo llnivers<J e da tnatéria nele CC>t1cer1trada: 
• un1a-visãc) rett<>s11ectiva, viste> que a <Jl1servaçã<> 
elas feições 111ais c.listantcs nc>s leva à i11f<Jtt11açãl> ele 
é11<>cas passaclas, c1ua11c.l<J <Js <>l1jetr>s c>lJservac.l<>s eram 
111ais jc>vens. Sào as c>bservaç<Jes das regiões tl<J limite 
cio observúvel, l}lle retlete111 eventc>s <JC<>rridc>s há vá-
ric>s bill1ões Lle atl<>s (Pig. 1.3); 
Fig. 1.3 Imagem obtida pelo telescópio Hubble numa das par-
tes mais distantes do Sistema Solar. Os três objetos com raios 
sóo estrelas, enquanto os demais objetos visíveis são galáxi-
as, cada uma delas contendo muitos bilhões de estrelas. Os 
objetos menores e menos luminosos são galáxias q0e distam 
cerca de 11 bilhões de anos-luz em relaçóo ao Sis,ecna Solar. 
Fonte: NASA. 
4 DECIFRANDO A TERRA 
• t1111a visãci ccim1)arat1va, que possibilita a rc-
c<>nstrt1çã<J d<> ciclcJ ele cvcilt1çãci estelar, vist<J que 
existe u111a grar1ele eliversielaele ele tipologia nas es-
trelas, er11 relação à sua massa, tamanho, cor, 
tc1111)cratt1ra, idaclc, etc. f,'.n1i)<Jra se sai!)a que a vida 
de t1111a estrela é 111t1it<> l<>nga, da <>rden1 de diver-
S<)S lJill1c>es ele ar1<)S, o granele nt'.n11ero ele estrelas 
clis1)cJnívcis para observação faz com que seja pos-
sível verificar a existência ele mt1itas clclas cm 
difere11tcs fases da cvcilt1çãci estelar, desde a sua 
f<>r111açã<J até <> sct1 dcsaparcciment<> <Jll a sua trans-
f<>rt11açãcJ en1 <>utr<J <>bjet<J eliferente elo Universo. 
() Llnivcrsci cnccintra-sc cm expansão. Nãei é a clis-
túncia e11tre as estrelas de t1ma galáxia que está 
at1111cntandci, e ncrn a Llistância entre as galáxias ele tim 
agl<>tncradc>, vistci qt1c tanto as primeiras como as úl-
tin1as estão lig;adas entre si pela atraçãc> da gravidade. 
A expansãc> el<) lJniverscJ si,gnifica tiue aumenta conti~ 
nt1a111cntc <J cs1)açci c11trc os aglorncradcis galácticc>s 
<.Jue 11ã<> estã<> suficiente1nente ligadc>s pela atraçãc> 
gravitacicinal. A vclociLlatle Llesta expansão é clada pela 
constante de Hubble, ainda nãc> determinada c<>m 
granLlc f)rccisà<), e que presenten1ente parece se situar 
11rc'Jxi1na de 18 k111/ s.1 {_)e; ar1os-luz. Se o nosso llniver-
s<> f<>r "al1ert<>", este valcir pcr111a11cccrá c<>nstantc, <>ll 
pc>elerá au111er1tar nc> futurcJ. Se entretantc> e) Universc) 
f<)r "fecl1aelo", a velocielaele ele expansão tliminLdrá 
cc>tn <> te111p<i, tenderá a anular-se e em seguida t<>ma-
rá val<)res negativc>s característicos ele contração. 
A Astr<>11<Hnia ainda nãe> está segura quante> à na-
t11rcza a!Jcrta ou fechaela elc) Universo, pois isto elepen<.le 
de st1a elcnsiclaclc 111éclia, ct1jo valor não se encontra 
cstal1clccidcJ ac-lcqt1adamcntc. () valor limite entre 
lJnivers<J al1ert<> e fechadc>, chamad<J de densidade 
crítica, é c.laelo pcJr p
0 
= 3 H
1
/ / SrcG, onc.le H
0 
é a 
ceinstantc ele l lt1!Jlllc e G a constante gravitacional. 
Para <> valc>r mencicJ11adcJ acima de H
0 
a densidade 
crítica é ele 6,5 x 10-10 g/ cmi. Observações recentes 
(ver c>s ccJn1cntários finais Lleste capítulo) st1gerem que 
a de11sidade média tem valc>r infericir a<> crítice>, indi-
candt> t11n lJ 11ivcrscJ a!)crtei, peirtante> tendend<> a 
expandir-se 11ara se111pre. b'.ntreta11tc>, é difícil medir 
essa de11sidade e111 virtude da existência da chamada 
n1atéria csct1ra, ele cor11plicacla caracterização e de pre-
sença ubíc.1t1a em t(Jdc> <J cspaçcJ interestelar. 1'~ste 
111aterial, virtt1alt11cntc invisível, consiste ele net1trinos e 
pc>ssivelmente de c>t1tras partículas c]csconhccidas qt1c 
ir1terage111 aper1as p<>r fc>rças de gravidade cc>m a ma-
téria conl1ecic.la. Muitos cientistas acrec.litam que esta 
matéria invisível estaria presente no llnivcrsci cm quan-
ticlade muito stiperior à da matéria visível, e nesse casoa densidade média potleria superar o valor crítico, 
apontanc.lo assim para um Universo "fechado". 
1.2 Como Nasceu o Universo 
Se nosso Universo for fechac.lo, isto é, se sua densida-
de média for superior a 6,5 x 10-30 g/ cm3, sua velocidade 
de expansãc> deverá diminuir até anular-se, e em seguida 
ele c.leverá imple>dir se>l1rc si mcsmcJ, num cr>le>ssal 
costnocrttnch, no futuro longínquo, daqui a muitas c.lezenas 
de bilhões ele anos. Toela a matéria estará ret1nida numa 
singularidade, um espaçei muito pcqueneJ de densidade 
extremamente alta, virtualmente infinita, e se>b uma tem-
peratura também extremamente alta, virtualmente infinita. 
Nesta singularidade qt1e foge a qualquer visualização, 
matéria e energia seriam indistinguíveis, não haveria espa-
ço cm seu entorno e o tempo nã() teria sentido. 
Esta poc.le ter sido a situaçãc> existente cerca de 15 
!)ilhõcs l1C anos atrás, o ponto c.le partit-la ele tudo o 
tiue nc>S diz respeite>, utn p<lnto rcunindci tcida a maté-
ria e energia de> Universc>, c.1t1e explr>diu ne> evente> únicr> 
e cirigir1al qt1e os físicos c.lenominaram Grande Explo-
sãc>, <Ju Big Bang. 
[)c>r mcic> deJ conhccin1ento existente sobre matéria 
e energia, raeliações, partículas elementares, e fazendo 
tiso tios rectirsos ela Písica teé>rica, incluindo moc.lela-
gens e simulações, C>S cientistas recc>nstituíram com 
grande precisãc> as etapas st1cessivas à Grande Explo-
são. Scgunclo c.lizem, tenc.lc) cc)me> situaçãc> de partida o 
_yletn imaginac.lo recentemente p<>r Game>w, e iniciadcJ ci 
B{g Bat{g, <> reste> é perfeitamente previsível. A Tabela 
1.1 reúne <>s eventos ocorriclos por ocasião da origem 
t-lo llniverso, orc-lenaclos cronologicamente. A Ciência 
não tem elementos para caracterizar o período que os 
físicc>s denc>minam Planckiano, dccorrideJ lc>g<J após 
o instante inicial. Trata-se e.lo tempo necessário para 
a luz atravessar o comprimente> de Planck, a unida-
de fundamental de comprimento, pois não é possível 
sa\)er se as constantes fundamentais que governam nos-
so mundo já atuavam naquelas condições. Durante os 
3 x 10-10 segundos iniciais a temperatura era alta de-
mais para a matéria ser estável, tudo era radiaçao. Ainda 
hoje, o espectro da radiaçãe> de micre>c>ndas de funde> 
(nu'crowave background radiation) que pervaga o Univer-
s<> cm todas as direções do espaço, come) 
remanescente da radiaçãc> emitida, é uma das maiores 
evic.lências para a tecJria do R~ Bang e implica que a 
radiaçãc> e>riginal partiu para todos os lados com a 
mesma temperatura. 
CAPínJLO 1 • O PLANETA TERRA I SUAS ORIGENS 5 . 
• 
Tabela 1.1 Cronologia do Big Bang, mostrando que Tempo e Espaço são grandezas físicas 
que nasceram junto com a Grande Explosão. 
Tempo Raio do universo Temperatura (K) Eventos 
(metros) 
Zero (inicial) Zero Infinita 
, 5,4 X 10 44S l ,6 x l O Jé, l 032 
10·43 s 3 l O"' X ·.:J.-1 l 031 
l 035 s 3 X l 0-27 l 02s 
l Q-33 -- l O 3? s 3 x l O 27 até O, l l 027 até l O ?7 
l 0-10 s 013 
' 
l O 1s 
.10 9 's 0,4 75Xl014 
' 
7,5 X 1013 
'' ' ' 
' ' '. ' ' ' ' 
• lO·i, .~ 300 l 3 X lo 13 
' 
•', 3,3 X l 0 1•1 
':, :, ' ,: 
" '' ' ,!.':' 
"i :.;· :' "·, 
• '', ... , ' 
"' ' ' ! ,: 
' .: : 1 -- l 01? 
300,000 14xl010 , 
3 X l 09 4 / l X l 09 
3 X l C'1º 1,5 X l 09 
6,6 X 1011 3.000 
' ' ' '.," 
' " ' : ; 
' ,;· ' 
: : ._::-_>::'::-:"{ ' ' 
;' ,Qbs: u = l ,660540 X l o ·27 kg. 
': ,:•' 
( :(llll a c:-.11:tns:'í<> e a cri:1ç:1tJ C<HltÍnua c!(J es\):1ÇfJ, i<J 
ra111 surgind(J as quatnJ fr>rças fund:1111cntais ela r1ature/:1 
tjue ir1cluc111 a f(Jrça clctn Jt11a,t~11é:tica, as i< >r~::1s nucleares 
f(Jrtc e (rac:l (que s('i tê111 influc~ncia tHJ i11teric>r d1J n(1c!e(> 
at(H11ic(l), e :1 f<Jrç:1 da graviclade c1uc, ele hJr\l!;e, é a 111:iis 
f~u11iliar a tt 1d(JS 11(-lS. ( :rJntuclc1, a Í(Jrça da graviclade j)(lr 
ser rnuitt, fraca é difícil ele ser 111edida (na vcrclade, sua 
n1celid.1 llJUÍvalc :1 C()nstantc (;). H(iuve t:n11\iC:n1 urr1a 
f:1sc dl l,J7:n1sã(J extrc111:1111cnte r:1r:iicla (fase inil:ici1J11:t-
ria), cn1 LjLLC a vckJciclacle ela ex1):1ns;\<J fr.Ji até· 111:tÍ(lr d1J 
quc J \·cl, ,cidade d:1 lu:,,. (>H11 \)ase nesse rn<>clcl(l, (JS 
astn ,ri,ic, ,,; c:-.r:ilicarr1 as feic;t°)CS ant)lllalas c,hscrv:1d:·lS Clll 
!Hl"", L 11i\crs1J. lt1111lica tan1!Jé111 que j7(Jc!c ter-se (Jrigi 
n:id,, d.-1 111L·s111:1 f(Jrn1:1 un1:1 e1ua11tidadc en<>rr11c de 
1,u1r, ,, _1n:1 lTS<1s c1ue jan1:1is scrcnHJS cai)a/cs de c<H1he-
Aparecimento de espaço, tempo e enorgio. 
íi1n do período Plo11ckia110. 
Seporaçõo do c;ravidadc. 
Soporoçõo das forços Nucleor-Fodc e tlétric:o f1·oco. 
Fose inflacionário. 
Seporaçõo dos forç.os Nucloor-Fraca e Eletro111ognólico. 
Eslobilizorn-se os quorl<s do lipo 1 (rnosso - 50 u). 
Estobili1an1-se os quarks do tipo b (n1asso - '.) u). 
Estabili1a1n-se os quorks do tipo e (1nosso --~ 1,8 u). 
Estabilizam-se os quorks do tipos, d eu (mossas 0,5 ü,4 u). 
Estobilizo1n-se p1·ótons e nêutrons. 
Estabilizorn-se os núcleos 111 (oncr~iia de ligoçõo - 1,7 MeV). 
Estobilizarn-se os elétrons (1nossa = 0,00055 u). 
Estobiliz.am-se os núcleos lHe e 4He. 
Copturo de olótrons pelos núcleos. Forn1oçõo de áto1nos do 
H e He e n1oléculas H.1. O l)niverso torno-se tronspore11to 
poro a luz. 
Cl'f, vist(l (JUC, :ljJ<
0
JS :1 l:1sc i11flacic,n:'iri:t, estes tena111 sua 
flrt)flfia exria11sã() e evrJluç,1c) n1uit<) distante de 111\s, ele 
lll<>d<J que sua lu/ 11:1<> ll<JS alc:111~:ari:1. 
i\f)('.>S 1 O ·12 se,l',ur1d<>s, 11(lSS( l univcrs(J ir1fl:1tl( J, 1 > uni 
vcrsrJ visível, tcri:1 sua l''-)J:111sãc, ,l',(l1crn:1da 11cla e< ,nstantc 
de l lulil)!e, e SlLl cv1>l11ç:11J <J levaria :tt(: <J cst:\t:11> arual, 
c111 Ljut: seu rai11 é· ela (irden1 de l.'i liillH-JCS de anr>S lu/. 
Nesta c1(>l11~·:11J 1:i1-i111Ítiva, a tcll,j><Tatura e a dcnsid:tdl' 
de c11erl',i:t f(Jran1 dccresccnelci, e fc,ra111 cri:1d:1s as c1111di-
• 
Çi°)l'S riara :l f< 1rn1:1çiú) da lll:l 1 <'.:ria, 11( 1 rir( )CeSS() dl'tl( nnÜ1:td( J 
t1t1cle<1gê11csc: 1:ir('1t< Jns, nêut n >ns, clétr< n1s e en1 Sl',l;llid: 1 
<JS :it(Jlll(JS dll', clcrne11t(JS 111:1is lcvl's. ])rirne1ra111t·ntl' 11 c 
1 11· < JS d< >Ís clen1ent(JS f>rinci11:1is d:1 n1:1tr'Ti:1 d1) 1 1 IÍ\ LT,1, 
- 1· fl<JstcrilJrn1er1tc l.i e l~c. (:1)111 )7!JlJC(J lllL'tl(>s ri, 111:. 
6 DECIFRANDO A TERRA 
111ill1ã<> de an<>s de vida, a tcn11)ctatura d<> Univets<J en-
c<>rltrava-se en1 cerca de 3.0(JO I<, e a energia estava 
suficientc111cntc !Jaixa para permitir aos átcJmcJs permane-
ccrc111 estáveis. Ccim a capt11ra dcJs elétrc>ns pelc>s át<>m<JS 
cm tc>tt11açã<>, <> lJrúvers<> embricJnário tornou-se trans-
l)atente à luz, ser1elcJ CCJt1stituíelc> por H (7 4'1/.J), l-Ie (26'1/.J), 
alé111 ,le quanti,la,lcs muito ,limin1.1t,'ls ele T ,i e Bc. 
IJ<Jt CJlltt<> lad<>, ql1a11dc> a tcmperatl1ra decresceu para 
valcJtes abaixcJ ele algu11s n1ilhões ele graus, nenhum ou-
trcJ elen1er1tcJ teve cc>r1elicã<) ele ser criaelo. As estrelas e as ,, 
galáxias for111ara111-se 111ais tarclc, quanclo o rcsfriamcntcJ 
ger1eraliza,lo f)er1nitil1 qL1e a matéria viesse a se cc>nfinar 
cm in1c11sas nuvc11s ele gCts. Estas, pcJsteric>rmente, entra-
ria111 e111 ccJlapsc> gravitacic>nal pela ação c.la força c.le 
graviclacle, e scl1s 11í1clc<is se aqueceriam lcvandc> à tc>r-,, ' 
111açã<J c.las pri111eiras estrelas. As primeiras galáxias 
Sl1rgira111 f)Or volta de 13 !Jill1ôcs de anos atrás. A Via 
l ,áctca tc111 a11rc>xi111adamc11tc 8 !)iih<3cs de ancJs de ida-
de e dentr<J elela <J n<JSS<J Siste111a Solar originoL1-se há 
cerca ,le 4,6 !Jill1ôcs ,le anos. 
1.3 Evolução Estelar e 
Formação dos Elementos 
N<J Universo cm expansão havia variações de den-
sic.lade como em gigantescas nuvens em movimento, 
com regiões de grande turbulência. Embora sua den-
silialie fosse muito baixa, eram tão vastas que sua 
própria atração gravitacional era suficiente para pro-
d l1zir ccJntração, ao mesmo tempo em que o seu 
mcJment<J angular impedia a sua rápida implosão.Na 
mellilla em que elas foram se c<Jntraindo e a densida-
de aumentando, algumas regiões menores com 
densidade maior passaram a se autocontraírem, e a 
grande nuvem dividiu-se cm nuvens menores separa-
,las, mas orbitando entre si. () pr<JgtesscJ da contraçãcJ 
gravitacional resultou na hierarquia hoje reconhecida, 
c<Jm as galáxias pertencendo a aglomerados, que por 
Slla vez formam superaglcJmerados. 
Fig. 1.4 Nebuloso do Caranguejo. Troto-se de uma grande nuvem de gós, localizado no constelação de Touro, originado pelo 
explosão de uma supernova, ocorrido no ano de l 054 e registrado por vórios povos na época. Fonte: NASA. 
f.l#~ 
CAPÍTULO 1 • O PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS 7 .-. 1; 
' -
As estrelas nascem pela raclicalização de) processe) 
de cc)ntração, a partir elas mencionadas nuvens de gás 
(nebulosas), constituídas quimicamente p()t grande 
quantidacle de Hidrogêni(> e Hélio, além de alguns 
outros gases e partículas sc>lidas que integram a poei-
ra interestelar (Fig. 1.4). Observações astronômicas 
revelam regiões (>nde está ()C(>rrendo o fenômene) da 
formaçã(> de estrelas, em nebulc)sas de enc)rme massa 
e baixa densidade. N(> interior destas, um volume 
men(Jr com densidade ligeiramente mais alta entra em 
aut()C(Jntração, e () material tende ao cc)lapso produ-
zindc) uma esfera, na região central, tornand(J-se uma 
prc)t(>-estrela. Daí em diante cc)ntinuará a cc>ntrair para 
compensar a perda de calor pela sua superfície, dc-
e 1nais para a esc1uerda 11c> elia,gran1a. A c1uei111a ele 
Hidrogênio - a rcaçà<) ter1n(Jt1l1clear característica das 
estrelas (111e se situan1 na Scc1üência l.lri11cipal, e1n que 
pela fusão (!e lJl1attc> 11úclecJs de 11 ielr<)gêni<> f(Jrma-se 
um de 4l-le - inicia-se c1uanclc> as tctnt)craturas centrais 
ela estrela cm for111açã(> atinge1n 1 ()7 l(. b'.sta reaçã(> li])c-
ra uma imensa c1uantidadc ele ener6>ia, mtlitos 11lilh(:>cs ele 
vezes supcric>r àc1uela l)UC seria causada !)ela l}ueil11a quí-
1nica ele) H. l)esta fcJrlna, a estrela l)<Jc!e ccJnti11l1ar 
l}ueimanelo H durante lJilhões de anos, cc>11l<> é <> case> deJ 
Sol, vist<J qt1e tal pt(>duçã<J ele energia ccJ111pensa e ccJtlÍ-
libra a tendência à contraçà(> 1)cla açàcJ ela gravillaele. 
senvolvendc) temperaturas 
progressivamente mais eleva-
das cm seu centro. 
-s ...... --.--.....----.----.--...--....,...--,----,---,---..---....,...-----,----. 
A evolução das estrelas, tal 
como será relatada a seguir, 
encontra-se sintetizada na Fig. 
1.5, que representa o diagra-
ma de Hertzsprung-Russel 
(H-R). Neste gráfico, a maio-
ria das estrelas situa-se perto ela 
curva representada, desde o 
cant(> inferior direito (baixa 
temperatura e baixa luminosi-
dade) até o canto superior 
esquerdo (alta temperatura e 
alta luminosidade). Esta regiãc>-
no diagrama é a denominada 
Seqüência Principal, co1n a 
estrela de massa unitária (Sol :::: 
1 MJ ocupand() a posição cen-
tral. Uma certa C()ncentração de 
estrelas aparece acima e para a 
direita da Seqüência Principal, 
enquant(> apenas algumas apa-
recem abaixe) dela. 
Quando uma estrela nasce, 
seu material está ainda muito 
diluído e expandido. Sua tem-
peratura superficial é baixa, de 
modo a situar-se na porção in-
ferior direita do diagrama H-R. 
Com sua contração, temperatu-
ra e luminosidade aumentam, e 
a estrela vai ocupandc> posições 
. . . 
sucessivamente ma.Is para cima 
5 
- 1 
o 
- 1 
+ 1 
o 
o 
\ Deneb 
,910M0 
ºº o () 
o 
Splca-__. 
GIGANTES 
AZUIS 8 
4Mo 
() 
o Mlza/º 
J 
v'ega-· ►O 
castoro"° 
Sinus/ t 
,,1' 
Altair, 
Procyan 
ANAS BRANCAS 
• • /). 
Sirius B _, 
• 
o 
o 
SUPERGIGANTES 
VERME.LHAS 
Polaris ,,.., 
o 
Betelgeus/ 
o o o 
i 
() 
Antares 
o 
o 
GIGANTES 
VERMELHAS Alci':baran ... 
o ij ip,8 
/ 00 -
e li º""· o 1 5 M ape a ', Arclurus ' o ô o 
,I 8.- Pollux 
/ 
(.) 
• 
0. Centaur! • 
1 
• 
• 
o 
0.1 M0 
• 
11 
o 
"' 
+1,.- 1 10·
4 
ANÃS NEGRAS • 
,,, 
,,,/ .. 
Pióxima.,... 
Centauri 
• 
o 8 A F G K M 
Tipo espectral 
Fig. 1.5 Diagrama H-R (Hetrzsprung-Russel), no qual o tipo espectral (que depende do 
cor e do temperatura da superíície) de muitas estrelas cujas distâncias são conhecidos, 
está representado em função da luminosidade (relativo ao Sol= l ). 
--1 
A c1uein1a llo H 110 centro Lias estrelas, onlle a 
temperatura é n1áxima, prolluz rle, elemento que 
pcr1na11ccc (Jndc é fcJrmadc>, viste> ljt1e e) calor pro-
dt1zidc> é transfcridc> 11ara as camadas mais externas 
pe>r ralliaçãei, e nã<) por cor1vecção. A acumulaçãc> 
ele He fc>r111a un1 núcleo c1ue cresce, C(Jm e) 11 cm 
ignição, confinallo a uma camada ceincêntrica cx-
tcr11a a esse ní1clcei. (=eim CJ crcscimcntc> de> núcleei, 
a parte exterr1a ela estrela expanlle muito, e sua su-
perfície resfria, assutninll<> unia coloração vermelha. 
, 
E a fase Llenc>minalla gigante vermelha (b'ig. 1.4). 
Nesta fase C> 11úcleo se contrai novamente pela atra-
ção gravi taci(it1al, e a te111pcratura central aumenta 
111ui te>, 11ara vale>res da (Jtde111 de 108 K. Inicia-se 
a qL1eir11a Llc> He, que polle llurar muitos milhões 
de an<Js, fe>rmand<J C: 11cla fusã<J de três partículas 
alfa. En1 seguiela, co1n o esgota111ento llo He, nova 
contração clcJ núcleo e nc)vei au1nc11tei de tempe-
ratL1ra acarrctatn t1111a cncirme expansão da estrela. 
Trata-se da fase ele supergigar1te vermelha. Se e> 
Sol atingir esta fase, claqt1i a cerca de 5 bilhe>es de 
an(is, sct1 tan1anl1e> estender-se-á para além Lla ór-
bita de Marte. 
b:111 estrelas de tama11he> médie>, ce>me) é C> case) 
ll<) Sol, <) núcleo Lle C é muito qc1ente, mas não o 
suficiente para proclltzir fltsõcs nucleares, de meide> 
que cessam as reações prcidt1teiras de energia. Como 
rest1ltad<>, eJ núcle<> cc>ntrai ulteriormente, e a sua 
Llensillaele aunienta, <)riginanclo un1a anã branca. 
Tais tipos de estrela pcr<-lcm st1a energia residual 
c<>nti11uamer1te, p<>r radiação, resfrianllo Llurante 
(Jlltr(is \)ilhc>cs de ancJs, tra11sfeir1nandei-se em anãs 
111arrcins, e fi11al1ne11tc, ctn anãs negras. 
Pc>r C>utrc> lallci, em estrelas cujo tamanho é pelei 
men<)S c>ito vezes maior qc1e o cio Sol, cm suas fa-
ses Lle supergigantcs vermelhas, a temperatura de> 
ní1clccJ <1C (~ é st1ficicntc para pre>duzir O, Ne e Mg 
pela aeliçã<> de partículas alfa, e posteriormente fur1-
dir (), forn1a11clo Si e outros nuclídccis de númcre> 
de massa 111ais elevade>. Tais prc>cessc>s, em ljue os 
resídt1<Js da ljuein1a de ce>mbustível nuclear se acu-
111ula111 ne> nt:iclec> para en1 seguilla c1ueimarem por 
st1a vez em e>utra reaçãe> termonuclear mais com-
plexa, fazen1 corn que as estrelas se c(i11stitt1am pe>r 
L1ma série ele ca111aclas co11cêntricas. As reaçc>es nu-
cleares cessam quanllo o ele111ento Pe é sintetizallo 
(pr(Jccsscis <-lc cqt1ilíl1ric>, <>ll e-processes), viste> que este 
ele111e11t<> é <> 111ais estável de sua regiã<J na curva de 
energia ele ligaçã<>, e por isso uma fusão nc1clear 
ulterior consttmiria energia aci invés de 11rcidt1zi-la. 
Calla estágio sucessivo de queima, desde o H 
até o Pe, libera menos energia que o anterior. A 
Lliminuição Lla fonte Lle energia coincide com a ne-
cessidade crescente ele energia para as etapas 
pc>steric>res da evc>lução estelar, Lle modo que estas 
são sucessivamente muito mais rápidas do que as 
anteriores, e especialmente a fase ele estabilidade, 
ljua11dc> a estrela permanece ae> lc>ngo da Seqüência 
Principal. lJma estrela que permaneceu durante bi-
lhc3cs de anos queimando 11 e depc>is He, passa 
extremamente rápidci pela fase de>s prc)cessos ele 
el1uilíbric), em segunelos apenas, formando Fe, para 
ter imelliatamente seu combustível nuclear esgota-
d ci cm sua parte central. Nesta situação, a 
tcmpcratt1ra aumenta muito, a ccJntraçãci te>rna-se 
insl1stcntávcl, e a estrela implode em frações de se-
gundo comprimindo as partícl1las e formande> uma 
estrela de nêutrons com diâmetrci da e>rdem de 
apenas algi_1ns quilô-metre>s.Nas can1adas mais externas da estrela permane-
ce grande '-luantidade de elementos ainda não 
queimaclos: H, He, C, O etc. A implosão do centro 
causa <) cc>laps<) generalizade> de tais camadas ex-
ternas, com o concomitante grande aumento da 
temperatura. A quantidade de energia liberalla é tão 
grande, cm tão pciuco tempo (mene>s de um se-
gunllo ), que a estrela explolle literalmente, lançande> 
para ci espaço a maicir parte de seu material, num 
event(J únice> nc> céu, um grande espetáculo para os 
astrônomos, e que caracteriza a fase ele supernova 
(Fig. 1.6). Nesta explcisãci, grande número de nêu-
trons é liberallo pela fissão Llos nuclídeos mais 
pesados, e esses nêutrons são imediatamente cap-
turalios por outros nuclídios, dandci <Jrigem aos 
pre>cesse>s den<)minadc>s r (rapid - rápidos) e s (s/ow 
- lentos) de formação de elementos novos. A pro-
va lia nucleossíntese pelas supernovas está na 
detccçãci dei espectro de certos elementos instáveis, 
como o 'fecnécio, ot1 alguns elementos 
transurâniccis, tal ceimli foi observadci recentemen-
te pelos astrofísicos. 
() diagrama H-R tem fundamental importância 
no entenllimento Lia evolução estelar, descrita an-
tes, visto que poelem ser observaelas estrelas 
i11dividt1ais cm todas as etapas evolutivas, e deter-
minadas as suas pre>priedades através de análises 
espectrais Lle Lliversos tipos. Após longa permanên-
cia scil1rc a Seqüência Principal, produzindo He, a 
luminosillaele elas estrelas aumenta nas fases scguin-
Fig. 1.6 Exemplo de fase de supernova. Nebulosa com formato 
de uma II ampulheta", mostrando os anéis ejetados de gases (N, 
H, O) resultantes de sua explosão. Fotografia tomada do teles-
cópio Hubble. Fonte: NASA. 
tcs, de gigante vermelha e ele supergigantc verme-
lha, mas diminui a temperatura de sua s11pcrfície, 
por causa Lia expansã(J. As estrelas se desl(Jcam en-
tão para a parte superieJr direita Llo Lliagrama (Fig. 
1.4). P(Jr eJutr(J lado, com a perda de lumi11osidade 
que anteceLle a meirte das estrelas, as anãs brancas 
vã(J se situar na parte inferieJr cio Lliagrama, al)aixo 
da Seqi.iência Principal. 
Assim, CJS elementos cc1nstit11intcs cio llniverseJ 
fcJram fcJrmados cm parte durante a nucleo,gênese, 
nos tempc>S LlUe se succcicram ao Bzg l3ang (!Jasica-
mente H e He), ou entãeJ foran1 si11tetizadcJs no 
interior das estrelas cm processeJs dcnrJminadeJs 
genericamente de nuclecJssíntese. Ac.111eles com nú-
mereJ at(Jmico intermediárieJ entre o He e o Fe 
formaratn-se clurantc a ev,Jluçà(J das estrelas, nas 
partes centrais e.las gigantes ver111elhas, e11q11anto 
aqueles ceJtn 11í1111crc> atôrr1ico sur,ericJr acJ clc> f<e ori-
ginara111-sc u11ica1nente naq11clcs ir1sta11tes 111ágiccJs 
das cx11losões Lias superneJvas. Ac> r11esn1c> te111pei, 
Llesapareccndc_J a cstrcla-111ãe, teJcla a s11a 111atéria fcJi 
deveJ!vida ac> cspaçc> interestelar, fcrtilizar1c.1(J-(J e 
pcJssiveln1entc danclo inícic> a 1101 n<JVCJ ciclo c.le eveJ-
1 ução estelar. 
SeJmcntc as estrelas c.le n1assa gigantesca p(Jden1 
ev(Jluir até a fase de supern(>va. b:sti111a-sc que etn 
caLla galúxia (JceJttctn duas r1u três ex11llJS(JCS Lle 
SLtpernovas em cada séculcJ. () cventcJ 111ais !Jrilhan-
tc parece ter sic.lcJ ac.1uele rcgist raLlc> ncJ at1(J 1 ()54, 
cuja 1natéria, cspalhaLla pela cx11losào, lteu (Jrigen1 
à N ebulrJsa deJ (~ara111-ori-1cjo (f<ig. 1.4). 
Existe 11ma relação íntitna entre a c>rigetn d(J L:ni-
verso e a dinâ111ica das estrelas, pelr u111 laLlo, e 
a!Junclà11cia Llos elementcJs 110s siste111as estelares, 
pelr eJ11tro. J~xplosões Lle supern(JVas tê111 conl(J C(Jt1-
sel1üência im11(Jrtantc que (JS neJV(>s clc111er1tos 
for1nallos, pri1neiramcntc no intericJr da estrela, e 
peJstericJrmcnte Llura11te a ex11lcJsào, são cleveJlvidcJs 
ao espaçeJ e 1nist11rados ao n1eieJ interestelar, esse11-
cialmente constituídeJ 11<> inícic> lle H e lfe. l)csta 
f(1rma, as ne>vas estrelas a se f(Jr1narc111 a partir de 
tal mist11ra já C(Jtncçaria111 a sua evcJl11çãcJ com um 
cc)mpleme11to Lle elen1e11tcJs pcsaLlos, incl11i11deJ-sc 
aí c>s isótopos raLlioativ(JS de mcia-villa lc>r1ga, C(J01cJ 
lJ e Th. Este é (J mccanis1no peleJ lJt1al (J ll nivers(J 
se torna progressivan1cntc 111ais ric<J c111 clcn1cntos 
pesadeJs. b'.strclas fc>rmadas rccc11tcn1er1te 1JeJss11cn1 
cerca Lle 100 a 1.0()() vezes 111ais Pe e 0L1tros ele-
1nente>s mais pesaLlos ll(J LJ11e aql1clas n1ais a11tigas, 
fcJrmadas cm épocas 1na1s pr<'>ximas Lia l>rigem de> 
lJ nivers<J. 
O Sistema S<Jlar foi for111all(J há "a11cnas" 4,6 
bilhc3cs ele ar10s, LJuandeJ e> LJniverscJ já ceJntava ele 8 
a 1 () l1ilhõcs Lle an(JS de idade. A nebulosa solar 
resultou pe>ssivclmente da explosào Lle uma 
supernova, cuja massa csti111aLla teria sido llc aprcJ-
ximadamente 8 n1assas scJlarcs, e <Jue em sua fase 
t"inal teria sintetizadeJ <>s clcn1entos pesadcJs que hoje 
constituem CJ Sol e seus planetas (J--,'ig. 1.7). PeJrtan-
to, a matéria ccJnstitui11te LleJs C(Jt!JCJS planetárieJs deJ 
Sistema Solar peJssui certa c1uantidadc ele cle111en-
teJs pesados, e C<Jnstit11içào quín1ica ceJcrcntc (Yer as 
denominadas abundâncias solares na Tabela 1.2). 
Tabela 1.2 Abundância Solar dos elementos. Embora existam diferenças de estrela pare. estrela, por causa 
da própria dinâmica interna, a abundância solar é tida como um valor médio representativo da constituição 
química do Universo, também chamada abundância cósmica (valores em átomos/lOSSi). 
2 He. 
4 Be 
6 e 
' ' ' ' ' : ' 
i1itll1!t~11lf 1!{tl~1~,i1>:r1•··· 
8 o 
10 Ne 
Mg 
18 
20 . . 
24 cr• 
26' Fe 
Ni 
1,01x 
.. ·'h 
.. _ ...... _J.Lt-\ 
3,76x 
' : ' : -,:'' 
4,93x104 
Fonte: Anders & Ebihara, 1982. 
1.4 O Sistema Solar 
Nosso Sol é uma estrela de méclia grandeza, ocu-
pando a pcisição central na Seqüência Principal no 
diagrama H-R (Fig. 1.5). Come> tal, encontra-se fc>r-
mandc) He pela queima ele H, há cerca ele 4,6 bill1cJes 
de anos. Pc>ssivelmentc, permanecerá nesta fase por 
outros tantos bilhcJes de anos, antes de evoluir para 
a fase de gigante vermelha, anã branca, e finaltnen-
te tornar-se uma anã negra. 
Os clemais cc>rpc>s que pertencem aci Siste1na 
Solar (planetas, satélites, asteróides, cc>metas, 
além de poeira e gás) fcirmaram-se ac> mesmo tc1n-
po em que sua estrela central. Isto confere aci sistema 
uma organização harmê>nica no tocante à distril)llÍ-
çào de sua massa e às trajetórias cir!)itais ele seus 
corpc>s maiores, os planetas e satélites. A massa e!<) 
sistema (99,8 %) concentra-se nci Sol, co1n c>s pla-
netas girando ao seu redor, cm órbitas elípticas ele 
pequena excentricidade, virtualmente cciplanares, 
segundo um plano básicci dcnominadc> eclíptica. 
Neste plano estão assentadas, com pec1uenas incli-
nações, as órbitas de toclos os planetas, e entre Marte 
e Júpiter orbitam também nl1merosos asteróides. 
Por sua vez, a grande maioria dc>s ccimctas parece 
seguir também órbitas próxi1nas de> plano ela 
eclíptica. e:) movimento de tcidos estes cr>rpc>s ao 
redor do Sol concentra praticamente tc>dc> e> n1ci-
mentc> angular do sistema. 
A Tabela 1.3 reúne os principais parâmetros fí-
sicos dc>s planetas do Sistema Sc>lar. São, ele dentre> 
para fora do sistema: Mercúrio, Vênus, Terra, Mar-
te, Júpiter, Saturno, LJ rano, N et11nci e 1:11 utão. Pc>de-sc 
verificar que suas distâncias e1n relaçàci ao Sol obe-
decem a uma relaçãc> empírica (a clenc>minada '1ei 
de Titius-Bode '), prc>pcista por J.E. Bc>dc : 
d :::: O 4 + O 3 x 2" , , 
na qual d é a distância helic>cêntrica cm uniclades 
astronômicas (UA :::: distância média entre a 'l'erra 
e e> Sc>l, equivalente a cerca de 15() milhões de km), 
e n é igual a -oo para Mercúrici, zero para Vênus, e 
tem númercis de 1 a 8 para c>s planetas (l'erra até 
Plutão). Os asteróides têm n:::: 3. 
As características geométricas, cinemáticas e di-
nâmicas dos planetas do Sistema Sc>lar fora1n 
condicic>nadas pela sua origem comum. Os plane-
tas podem st;r classificaclos em intcr110s (c)uterrestres, ou telúricos) e externos ( ou jc)vianc>s). l>cla 
Fig. 1.7 O Sistema Solar. Os quatro planetas internos situ-
am-se mais perto do Sol e são rochosos e menores em 
tamanho, enquanto os quatro planetas externos são gigantes; 
estes possuem satélites majoritariamente gasosos e com nú-
cleos rochosos. O planeta mais distante, Plutão, é um pequeno 
corpo congelado de rnetano, água e rocha. Notar o cinturão 
de asteróides que se localizo entre o grupo de planetas inter-
nos e externos. 
Tal)ela 1.3, verifica-se 911c c)s pla11etas i11tcr11cis pos-
s11cm massa pec1ue11a e dcnsidacle 111éclia semelhante 
à da Terra, da orclem ele 5 g/ cm\ cnqua11tc> tJue c>s 
planetas externos pc>ssuetn n1assa grancle e dcnsi-
clacle n1édia 11r(ixima à cio Sc>l. (-)s i11ccintáveis cc>rpcJs 
ele cliinensões mcncircs, qlte orbita111 11ci cinturãc> ele 
aster(iidcs ( o maic>r asterc'>ide cc)nheciclc>, C:ercs, tem 
diâmctrci da orclen1 ele 97() kn1), apresentam caracte-
rísticas variáveis, porén1 mais assc111elhaclas àcJuelas 
dc>s planetas internos. Os planetas inter110s pcJssu-
em poucc>s satélites e at1nosferas finas e rarefeitas. 
Já os planetas extcr11cis 1)ossue111 ncJtmalmcnte r11ais 
satélites e suas atmc>sferas sàci muito espessas e de 
cc>tnpc>siçàc> tnl1ito parecida à dcJ Sol, con1 pred(>mi-
nância ele H e He. 
12 DECIFRANDO A TERRA 
Tabela 1.3 Parâmetros físicos dos planetas do Sistema Solar. 
0,38 
0,055 
'5,4 
0,39 
88 
. 58,6 
0,21 
4.879 
,, ,, 
• . 
. ,, 
V/ 
''" ,,_, ''!, h' 1', ,/'/t;:; 
• 'i 
1 
1 
5,5 
N (78) 
O (21) 
1 
1 
365 ¼ 
0,99 
0,02 
' 12.756 '.:, 
,\s cliferenças fundamentais entre planetas interneis 
e externos pcic.lem ser atribuídas à sua evciluçà<i quí-
mica primitiva. Basicamente, eis últim<JS sàc) gigantes 
gascisos, com ccinstituiçà<J química similar à c.1a nc\Jll-
k)sa S<Jlar, enquanto que eis internos sãci ccJnstituídcis 
de material mais denso. C<)mo será clescritcJ adiante, 
tais diferenças, a partir de uma química inicial si111ilar, 
se devem a um event<) de alta temperatura c.1uc ciccir-
reu numa fase precoce da evcJll1çàc) dos sistemas 
planctáricis, respcinsável pela perc.la ele elemcntcis vci-
láteis pelos planetas internos. 
Segundo os mcic.lelcJs mais aceitos (pcJr exemple) ci 
ele SafrcincJv, 1972), a cirigem e.lei Sistema ScJ!ar re-
mcJnta a uma ne\JlÜCJSa de gás e pcieira cc'ismica, cc)m 
cc)mpcisiçãcJ c1uímica correspcJnelentc à alJL1ndà11cia 
S(Jlar dcJs clementcis (l'abela 1.2). ;\ nc\JulcJsa tinha f<Jr-
ma c.le um elisccJ acl1atadcJ, en1 lenta rotaçãci. Ncis 
prit11círdicls ela cvc)ll1çãc1, cJcasià<) cm c.1ue a sua estrela 
central, o Sol, iniciava seL1s prcJcesscis interncJs ele fl1-
11,21 
,,.,, __ . ,, 
·- -' - . • e " ; ' 
''<·' ·,'·,·e,''._-;. 4 o, 18 
'•· 317,7 14,53 0,002 
/Si• '' 
1,3 1,3 2 
H (78) 
He (20) 
H H (15) '"''tl'"Íll,''''i~'-":· 
H ~ ~H (iJ;:j~;f;;, ~~'i: '. 
2 f 41 '·'·\·<M. t,f_: 
N H (60) •11:i/i41tt:t ,·:·· 
16 ,gh. .. ;::. : 
; ' : ' ,' :-
3 ,'.;/t;~;~~}Tl/' . 
}.:;:;:·:it::.::irtr? : •· "'",::" 
15 1 
.. 5,2 
4.347 
. 9,s~x.·· .. •·•· 19, 19 
30.680 f!(,jf(~t~l1j}\1 
39,53 
90.582 
,, ,,•, " ;,-, '. < '-<"·"" 
• 
-( ·. '." 
'• ,; . " /, ,, ' . "' •'• 
. '; :;<-' .:/,:,";,:,:_-', :::::- >;/;f,' :, -;\L:.,- ·,:. 
O 41 . , -0,72 
0,05 
51.118 
-6,39 
0,25 . 0,05 
142.984 
1,31 
{'ô,06 
,•··· 120.$3i6 
a·> 
''""·· >; ._,, "'.•.•.?'•,:•.· ., " :· '';; . 
0,77 
sàci nl1clear, a temperatura de toda a rcgiàcJ mais inter-
na, pcJuccJ ac.1uém da c'Jrbita de Júpiter, permanecia 
clc,0acla. (~cJm cJ resfriamento grac.lativcJ, pela perda de 
energia pcir racliaçãci, !Jartc e.lo gás incandescente 
c(inclensc>u-se en1 partículas sólidas, iniciandcJ o prci-
cesso de acrcsção planetária, mccliante ccJlisões entre 
tais partÍclilas, guiaelas pela atraçàc) gravitacicJnal. 
JJrova,0elmcntc fcirmaram-sc nci estágicJ inicial al-
gl1ns anéis ccJtn C(Jt1centraçãcJ tnaicJr c.lc material sc'JlidcJ, 
' 
scparac.los pcir espaçcis ccJm men(Jr ccincentraçãci. A 
mec.lida que cJccirreL1 cJ resfriamentci, e) material c.lcJs 
anéis fcJi se ccincentrandcl en1 ccJrp<is ccim c.limensc)es 
ela ()rclctn c1c un1 c.1uiltimctr<1, cJu pcJuccJ maic)r 
(planetésimos), c.1l1e pcistericirmcntc se aglc)meraram 
cm cc>rpcis ai nela 111aic Jrcs (pr(Jt<iplanctas). Finalmente, 
estes varreram as respectivas órbitas, atrainel() para si, 
pela açãcJ gravitacicinal, tcicl<_J (l material sc'Jlic.lcJ que gi-
rava nas prcJxi111ic.lac.les, c.lanc.lci cirigem ac.Js planetas. 
1 ·:m l1cira seja c.lesccinhecic.la a c.lL1raçãcJ dcJ prcicessci c.le 
acresçãc) planetária, estima-se que, numa escala de tem-
pci cósmica, ele fcii muitc) rápidci, pois a cristalizaçãci 
ele ccirpcis diferenciadcis, conforme será visto a seguir, 
cicorrcu nci máximci 200 ciu 300 milhões de anos apc'is 
eis prciccssos ele nuclecissíntese que ciriginaram a ne-
bulcJsa scilar. 
() processo de acresçãcJ planetária, extremamente 
complexci, nãci é totalmente ccinhecidci, ele tal mcielci 
que eis mcidclos nãcJ explicam aclequadamcnte tcJdas 
as particularidades cibscrvaelas ncis planetas e satélites 
do Sistema Scilar. Independentemente dcJ modelei es-
colhiclcJ, parece 9L1c o cstágici inicial da fcirmaçãcJ 
planetária ccJrrespcinde à condensaçãci ela ne!Julcisa em 
resfriamento, ccJtn cis primeircJs s(ilidos, minerais rc-
fratáricis aparecendo a uma temperatura da c)relcn1 de 
1. 700 I<. (-) mecanismo para agregar as partícL1las, 
possivelmente rclacicJnado ccim afinieladc e1uímica, ain-
da é obscurc). Pcir ciutrci ladcJ, eis protciplanetas, ele 
elimcnsõcs grandes e ccim apreciável campcl 
gravitacional, podem atrair e reter planctésimcls. Nci 
citadcJ modelcJ de Safronov, cm cerca de 100 milhcJcs 
de anos poderiam ter-se acumulaelo 97-98'1/,, dei ma-
terial que ccJnstitui hoje cJ planeta Terra. 
As diferenças nas densidades dos planetas interneis 
(Tabela 1.3), decrescendo na ordem J\fercúrieJ-Terra-
Vênus-J\Iarte (e também Lua), sãci atribuíelas à 
prcigrcssão clci acrescimentcJ, visto que a ceJmpcJsiçãci 
e1uímica da nebulosa original feJi uniforme e análciga à 
abundância seJlar <los elementos. 
I,'inalmente, após os eventos rclacionaelcJs ccJm sua 
acresção, <JS planetas interncls passaram pcir um está-
gio de fusão, conelicicJnado pelo aumcnteJ ele 
temperatura ocorridcJ em seu intericir, cc)m o intenscJ 
calor produzidci pelos isótopeis radioativos existentes 
em quantidade relevante, nas épcicas mais antigas da 
evolução planetária. Com seu n1aterial cm grande parte 
no cstadeJ liquidei, cada planeta scifrcu difcrenciaçãcJ 
química e seus elementos agregaram-se de accirdo ccJm 
as afinidades químicas, resultane{ci num núcleci metáli-
co interno, constituídcJ essencialmente de Pc e Ni 
' 
envolto pcJr um espesso mantei de ccimpeisiçãci 
silicática (Cap. 5). NcJ caso dos planetas externos, além 
de ccintercm H e He, ao laelo de ciutros ccimpeJstcis 
voláteis em suas atmcisferas exteriores, acredita-se que 
tenham núcleos interiores sólidcJs, cm que preclcimi-
nam compostcJs silicáticos. TantcJ no caso elo cpisc)dicJ 
inicial <la acresção planetária, como neste epis(ielio 
pcJsterior de diferenciação ge<iquímica, sãci cruciais c)S 
ccinhecimentcis cJbtielos pela meteorítica, que serão 
. . 
,,1s tcis a seguir. 
1.5 Meteoritos 
:\Ieteoritos sãci fragmentos de matéria s(Jlicla prci-
,·enicntes elo cspaçci. A imensa tnaiclria, L1e tamanhcl 
ditninutci, é destruída e vcilatilizaela pelcJ atrite), pcir cJca-
siàcJ ele seu ingresso na atmcJsfcra da Terra. ()s 
meteoros (estrelas cadentes) - estrias lumincJsas que 
sulcam o céu e são cJbservadas cm nciites escuras e 
sctn nLJ\'ens - sãci cJs cfeitcis visí,,eis ele sua chegacla. 
/\penas eis mctecJritcJs maicircs ccinseguem atingir a 
superfície da Terra. ;\lguns cuja massa alcança clivcrsas 
tcH1claelas preiduziram crateras de impactei que vez clu 
ciutra sãcl desccil1crtas. Pcir exemplo, um mcteciritci 
C<llncerca de 150.000 t<Jnelaclas chclcciu-sc cclm a Terra 
l1á cerca de 5().000 ancJs, cavanclci ci lvfeteor C"rater 
(1\rizcina, r:.Ll.1\.), uma depressão ccim 1.2()() metros 
ele diâmetrcJ e 180 metrcis de prcifundidadc (Fig. 1.8). 
l; m impacto mcteclrítico aine{a mai<Jr, occJrridci em 
épcica ainda não determinada, prcieluziu uma cratera 
ccim cerca de 3.600 metros de diâmetrcJ nas prclximi-
daeles ela cidaele ele SãcJ Paulo, hcJje, porém, prccnchiela 
pcir sedimenteis (Cap.23). 
() estuelci de algu1nas trajetórias, quando a cibscr-
vaçãci feii pcissível, inelicciu ccJmo prcivável região de 
origem <lcJs meteciritcJs CJ anel de asteróides já rcfcri-
elci e1ue se situa entre as órbitas de J\1artc e de Júpiter 
(f'i,g. 1.7). J\nálises c1uímicas ele alguns mctC(Jritos su-
gerem uma prcl,,eniência da Lua, e também de 1\1artc, 
arrancaclcis elas superfícies desses C(Jtpcis por grandes 
. 
impacteis. 
Fig. 1.8 Meteor Crater, Arizona, EUA. Fonte: NASA. 
14 DECIFRANDO A TERRA 
As amc)stras de meteoritc)S conhecidas e estudadas 
pela meteorítica - o ramo da Ciência que estucla es-
ses cc)rpos - são da c)rdem de 1. 700. Pc)rém, alguns 
milhares ele amostras adicie)nais estão sendo cc)ntinua-
mente coletadc)S por expedições na Antártica. A busca 
de meteorite)s é granclemente facilitada na calota gela-
da, onde eles se ce)ncentram na superfície (juntamente 
com C)utros resíduos sólidos), com o passar de) tem-
pe), pc)r ce)nta <la reduçãe) do volume das geleiras, 
causada pela ação de) vento combinada cc)m a trajetó-
ria ascendente do fluxc) do gele) quando este ence)ntra 
elevaçe;es tope)gráficas. 
()s meteoritos subdiviclem-se em classes e 
subclasses, de acorde) ce)m suas estruturas internas, 
compc)sições químicas e mineraló6ricas (Tabela 1.4). 
Dc)is aspecte)s da meteorítica são importantes para 
o entendimento <la evoluçãc) primitiva de) Sistema 
Sc)lar: a significação dos meteorite)s condríticos para o 
processo de acresção planetária e a significaçãc) dos 
metec)ritc)s diferenciade)s em relação à estrutura inter-
na dos planetas terrestres. 
()s meteoritos de) tipo condrítico correspondem a 
cerca de 86% do total, em relação às quedas de fatc) 
e)l)servaclas, sendo que 81 °/ti correspe)ndem aos de) tipo 
orclinário, enquanto que os e)utros 5°/o sãe) e)s chama-
dos cc)ndritos carbe)náceos (Tabela 1.4). 
Cc)m exceção de alguns tipe)s de condritos 
carbonáceos, todeJs os demais tipe)s de condrite)s pos-
suem côndrulos, pequenos glóbulos esféricc)s ou 
Tabela 1.4 Classificação simplificada dos meteoritos. 
Meteoritos 
ferro-pétreos 
(siderólitos) 
{1%) 
Meteoritos 
Metálicos 
(sideritos) (4%) 
... 
· Ordin6rios {81%). 
' '' ' 
Condritos (86%) 
Carbonáceos (5%) 
Acondritos (9%) 
Características: Primitivos não diferenciados. Idade 
entre 4 ,5 e 4 ,6 bilhões de anos. Abundância solar (cós-
mica) dos elementos pesados. 
Possuem côndrulos, à exceção dos condritos carbonáceos 
tipo Cl. 
Composição: Minerais silicáticos (olivinas e 
piroxênios) fases refratárias e material metálico (Fe e Ni). 
Proveniência provável: Cinturão de asteróides. 
Composição: Mistura de minerais silicáticos e material metálico (Fe + Ni). 
Proveniência provável: Interior de corpos diferenciados do cinturão de asteróides. 
Composição: Mineral metálico (Fe + Ni). 
Proveniência provável: Interior de corpos diferenciados do cinturão de asteróides. 
"""' CAPÍTULO 1 • O PLANETA TERRA E SUAS ORIGENS 15 '·~,, 
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elipsc)idais, com diâmetrcis ncirmalmente 
submilimétriccis (0,5-1 mm), e constituídcis ele mine-
rais silicáticcis (Fig. 1.9), principalmente cili,·ina, 
pircixênios ciu plagioclásios. F,stes minerais, que serãci 
vistos no Cap. 2, são os mesmos que se encontram 
em certos tipcis de rcichas terrestres, denominaclas 
magmáticas, formadas pela cristalização de líquiclos 
silicáticcJs (magmas), originadcis nas prcifunclezas ela 
Terra. Pcir analcigia, os cêinelrulcis de,0em ter-se fcir-
madci, ccJm grande prcibabilidade, pcir cristalizaçãci 
de pequenas gritas c.1uentes (temperatura da cirdem de 
2.()00"C), que vagavam no espaço em grandes c1uanti-
dades, acJ longe) das c'irbitas planetárias, em amlJientes 
virtualmente sem gravidade. 
Fig. 1.9 Meteorito condrítico (Bar,:ell. Inglaterra). Fonte: IPR/ 
7-79. British Geological Survey@ NERC. AII rights reserved. 
Acresção j 1 Fragmentação j 
Crosta 
Manto 
Núcleo 
Acresção j Diferenciação j 
C)s condritos orc.lináricis ccins1stem em aglomera-
çc'ics de côndrulos. Ncis interstícicis entre os côndrulos, 
aparecem materiais metáliccis, quase sempre ligas de 
ferrei e níquel, ou sulfetcis desses elementcis, fazendcJ 
com que o ccinjunto tenha uma composição química 
glcibal muito similar àquela preccinizada para a prc'i-
pria nebulosa solar para quase tcJclcis eis elementcis, 
ccim exceção de H, He, e alguns cJutrcJs entre os mais 
,•cJláteis. F,m conseqüência, tais meteciritcis ccindríticcJs 
(e entre estes os condritos carbcJnáceos c.lcJ tipci C:1) 
sãci ccinsideraclos os corpos mais primitivos do Siste-
111a Solar diretamente acessí,·eis para estudo científico. 
1\ interpretação de sua origem é a de que eles são 
fragmentos de corpcis parentais maicires, mais ciu 
mencis hcimcigêneos cm composiçãcJ, que existiam 
comcJ planetésim<JS na região elo espaço entre Marte e 
Júpiter, que não chegaram a scJfrer diferenciação quí-
mica, permanecendo portanto sem transformações 
itnpcJrtantes cm suas estruturas internas. A figura 1.1 O 
ilustra a formação e evoluçãci primitiva elcJS corpos 
parentais elos meteciritos. 
A própria existência deis cêindrulcJs inelica que cJ 
n1aterial formou-se durante o resfriamento e a cor-
respondente condensaçãci da nebulosa solar, portanto, 
antes elos eventcis principais ele acresçãci planetária. l'v1ais 
ainda, indica que houve um cstágici de alta temperatu-
ra, seguramente acima de 1. 700"C e prcJvavelmente 
prc'iximcJ de 2.000ºC, pelo mencJs em toda a parte 
interna do Sistema Solar, incluinelo o anel dos 
asteróides. Ccinsielera-se que este evento de alta tem-
peratura, cJcorrido numa fase precoce da evolução dos 
Acondritos 
j Fragmentação 1 
Fig. 1.1 O Esquema simplificado da 
origem dos corpos parentais dos 
meteoritos. Grandes impactos no 
espaço causaram a fragmentação 
desses corpos parentais, originan-
do diferentes tipos de meteoritos. 
UNIVERSIDADE POTIGUAR - G 
'°:iSrerna Integrado de Bibholecas - · 
sistemas planetáricis, tenha sidc> e> rcspcinsávcl pela 11cr-
ela c1cis elcmentcis 111ais \-c>látcis, e principalmente H e 
Hc, pcir parte elci n1aterial Cjtte viria mais tarcle a C<Jns-
tituir eis planetas interneis, seus satélites e os astercíides. 
()s cc>ndritc)S carlJc>náccc>s e-lei tipc> Cl ccintém mi-
nerais hielratadcJs e ccimpc>stos cirgânicc>s, fcirmaelcis cm 
temperaturas rclativan1ente \Jaixas, e nãc> pcisstiem 
cêinelrulc>s. 1\lém clissci, apresentam tima ccirnp<lsiçãci 
e1uímica mt1itci prr'Jxima da al1t1ndância scilar elcis clc-
mentcis, à exceçãci el<is elcn1entcis gasciscis e elcis 
ccin1pc>stc>s mais \'<ilátcis. Assi111, este tipci é c<insielera-
elci ci mais primitivc> e mcncis diferenciae-lci elcis 
prcieltttcis ccinclensaclcis ela matéria planetária inicial. St1as 
fciçc:ies partictilarcs sugerem e1uc set1s ccirpcis parcntais 
fc>ra111 menos aqtieciclcis elci e1ue eis e1uc eleram cirigc111 
acis elc111ais C<Jnelritcis e pcirtantci estarian1 situacl<>s a 
rnai<ircs c-listâ11cias elci Sei], na rcgiãci cJr\Jital entre i\Iar-
te e Júpiter. 
( )s acondritos, siderólitos e sideritos (TalJela 1.4) 
perfazen1 cerca ele 14'1/c, elas Cjlteelas rccupcraclas. 1\ 
r•ig. 1.11 mc>stra a estrutura interna típica de tim sidcritcJ, 
fcJrn1aela pele> intercrcscimentcJ de stias fases minerais 
na épcica ela sua fcJrn1açãci, ai nela nci intericir ele J r1t'.1-
clcci elci ccirpci parc11tal. 
Fig. 1.11 Siderito de Coopertown, EUA. Face polido mos-
trando o estruturo típico de Widmonsti.itten, produzido pelo 
intercrescimentode lamelas de dois minerais diferentes, am-
bos constituídos de Fe e Ni. Siderito de Coopertown, EUA. 
Fonte: IPR/7-79. British Geologicol Survey 0l NERC. Ali rights 
reserved. 
F~sscs meteciritc>s 11ão-ccindríticcis ccirrespcindcm a 
eliversas categc,rias de siste111as quín1iccJs djfcrc11tes, 
fcirmaclcis cn1 prc>ccsscis 111aic1rcs ele elifcrcnciaçãci 
gecie1uímica, nci i11tcricir ele cclrpcls parcntais 111aÍ<Jrcs 
do e1ue aqt1clcs e1ue eleram <Jrigcm acJs ccindrit<Js e que 
ati11gira111 dirr1cnsc'Jes su11cricJres ac>s lin1ites crític<is 11ara 
a <Jccirrência c.lc fusãei interna. De certa fc>rtna, trata-se 
ele sistemas qt1ímiccis celmplementares cm relaçãci aci 
"m<idcle> ccinc.lríticci". 
N ci âml1ito e-la cvciluçã<) clcis celrpcis parcntais e.los 
mcteciritos, até a sua fragmentaçãei final (Fig. 1.1 O), ei 
prcicesso acrecionário inicial seria similar, e no casei e.lo 
ccirpci parental nãc) atingir graneles dimensões, a stia 
fragmentaçãei prcic.luziria apenas ccindriteis. l)ara eis 
c<irpcis maicJres, a energia dcJs impacteis, aliada acJ ca-
lcir prcieluzic-Jci pelas elcsintegraçc:ies de determinados 
isc'itclp<)S radiciativos existentes no material, elevariam 
a temperatura e prcieluziriam a fusãci e.lei material, C<)m 
a cc>nscqüentc separaçãci das fases silicáticas em rela-
çãcJ às fases tnctálicas. ()s cc>rpcis parentais, tantci 
elifcrenciaclcis comcJ nãc) c.liferenciados, colidiram en-
tre si, fragmentandc>-se e prcicluzindci cibjetcis n1cncJres, 
ccitno cJs atuais asterc'>ielcs. :tviuitc,s elcis fragmentos re-
sultantes das inúmeras cc)lisc:ies acabariam cruzandci 
C\-e11tualmentc ccim a órbita da Terra e seriam captu-
rac.lcJs pclr ela, comei metecJritc)s, devido à atraçãcJ 
gravi tacic>nal. 
() cstt1dci clc)S n1cteciritos permite cJ estabelecimen-
tc>, ccim certa precisão, d.a croncilcJgia deis cventcis 
ciccirridcis c.lurantc a evoluçãc> primitiva do Sistema 
Scilar. l)eterminaçc:ies de idacle, cJbtic-las diretamente 
n<JS e-li,0crscis tipc)s ele meteoritcis, têm revelado uma 
c1t1ase totalie-ladc ele valcires entre 4.600 e 4.400 mi-
lhc3cs ele ancJs, scne-lc> que há cleterminaçc:ies de granele 
]Jrecisã<i em certcis metecJritcis rochciseis (pcirtanto cli-
ferenciaelcis) pcir vcJlta c.lc 4.560 milhões de anos. A 
principal cxceçãcJ refere-se acJ grupcl d.e mctc<Jriteis 
dei tipci SNC: (Sherg<)ttitcis-Nalzhlit<is-C:hassignitos), 
cujas iclac-les c.lc cristalização sãci da ordem de 1.00() 
n1ilhões c.le ancJs. J---,:stas idades mais jcivens e a natureza 
e 111incralcigia basáltica ( silicatcJs ferro-magnesianos 
principalmente) destes meteoritcJs apcliam sua prcJvc-
niência ele Nfarte. 
C:cim \Jase na idade e!cJs metecJrttcJs eliferenciados 
pcir vcilta ele 4.560 milhc:ics ele anos, evie-lenciou-se que 
nae1uela épcica já tinha ciccirriclc) acúmulci ele material 
c111 ccirJJCJS parentais ccim elimcnsão stificiente para 
c11scjar difcrcnciaçãcJ gecJqt1Í111ica. (~cJ111cJ corc>lári<i, eis 
pla11etas terrestres tam\Jém devem ter sidei formac.los 
ele accirc.lc) C<Jm este crc>ncJgran1a. Segundei <J moc.lelo 
já 111encio11ado de Safrcineiv, a acumulaçãei de 97-98% 
eh> 111aterial dei 11la11eta Terra teria cJcorridcJ cn1 cerca 
ele 100 milhões de anos. :tv1ais ainda, a existência das 
assim chamac.las "radicJatividaclcs extintas" permite 
ccJlcicar lllll lir11ite ele idade para aqt1eles cvc11t<1s ele 
leossíntese que 1)rc)duziram, n() interior de un1a 
supemo,·a que explodiu, a grande parte dos elemen-
tos d<) Sisten1a S<Jlar. Ra(lÍcJatividades extintas 
reterem-se a certos isótc)pcls, con1c) e) 12"Xe, gue se 
forma a partir da c.lesintcgraçào dcJ iscJtc)po radic>ati-
! \·o 2·1, de meia-vida curta (Cap. 15), da <Jrde1n ele 12 
mill1ões de anos. 1-i.stc isótcipo forn1ac.lo no interior da 
estrela, fcJi la11çadc1 no espaçc> e produziu Xe até cJ seu 
desaparecimento, nas primeiras duas <>u três centenas 
de mill1ões de anos a partir dcJ eventcJ de sua fcJrma-
càcJ. () fato de 127Xc em excesso ter sido enccintrado e 
medido en1 n1uitc1s 1netcoritos indica qµe o isót<lpo 
127 elo Ic>dc> esteve presente no sistema durante os 
processeis ele acresçàci e diferenciação. A meclida da 
<Juanticiade ele xenc'inio fc1rmac.icJ em excesso permi-
tiu fixar u111 li1nitc, ela c>rdem de 2()() milhfies ele anos, 
para <> prcJcessc> ele nuclec>ssíntese gue fcJrmou a gra11-
de maiclria dt)S elementos que hoje constituem cJ S<ll e 
seltS C<)rp<>S planetárÍ<)S. 1":stes, p<lr sua vez, clescen-
c.iem da ex\Jlclsà(l cie uma supcrn<lva <>C<Jrrida por ,T<ilta 
de 4.8()() míll1õcs de anf>S atrás. 
1.6 Planetologia Comparada 
(~<Jm <l advcnt<> da era espacial, a partir do fi11al 
clcis anc>s 5(), 1nais de 8() cspaçcJna\'es n()tte-ameríca-
r1a s e da ex-U nià<l S()Viética efeti.1aram missões 
explc)rat('irías, trazc11dci infc)rmações cl<is planetas e 
outrcls cil)jetr>s <l<> Sistema Solar ele uma n1aneira sem 
precedentes. i\ssin1, o estud<J ct<)S planetas teve enor-
n1e impulso e levcJu ao estabelccimcntc> da planetologia 
comparada, um ramc) recente das ciências geológicas 
ql1c l1t1sca eluciciar cc)ndiçi>es e processcls que ocorre-
ram e111 determinad<JS pcrícJdcis da história da Terra, 
pc>r n1cic> das c>bservações ncis planetas e satélites 9t1e 
são ncissos vizi11hos. 
Para a Terra, assi1n comcJ para j\Iercúrio, Vênus e 
;\;farte, a existência de u1n núcle<J clenso fc>i demons-
tracla há n1uito tempci, em virtude dos dadcJs 
cibscrvadcis scll)re seus rncJmentos ele inércia, IJem 
com<J as cleterminaçi'>cs, pela .Astronomia, de suas 
ciensiL1adcs tnédias. (:tJm<) os planetas telúricos tive-
ram e\'<>luçà<1 sirnilar à dos corpos parentais elos 
n1etcc>ritc)s difercnciadtJs, pcJde1uos concluir que eles 
tên1 11m núcle<J 1netálicc), análcJgo cm composição acJS 
siclerittJS, e un1 mante> silicáticci, a11álcigci em ccJn1p<lSÍ· 
çàcJ a cert(JS ac<lndritos. Nci case> da "ferra, a separação 
er1tre esses delis sistemas quin1icamcntc muitc> diferen-
tes é caracterizacla por uma clara c.lesccJntinuidadc nas 
proprieclacles sísmicas, sitt1ada a uma proft111didade 
aprcJxi1nada de 2.885 krn (Cap. 4). 
1\s 1uissc1es 1\pclll<> e T,una efetuaram valicJsas cJbser-
vaçr'íes na f ,ua e coletaram mais Lle 38() qttilcis de a111ostras 
lunares (Fig. 1.12). De> 1ncsmcJ mcJdci, T\1erct'.1ricJ fcii estu-
cladcJ pelas sc>11das espaciais l\iariner; \'ént1s pelas S()ndas 
Venera e l\lagellan, e o planeta 1\1arte pelas scindas 1\1(1/J, 
1\1ariner, Vicking, l\lars l)athfincler, e l\fars Global 
Survcy(Jt. 1\s s1>nclas Pioneer e \ 1c)yager feiram lançadas 
!Jara c)l,serv'ações à <.-listáncia c.lcJs c!Ív'erscJs plane1:t1.s e sa-
Fig. 1.12 Astronauta do missão Apollo 17, examinando uma grande rocha lunar nos proximidades do sítio de pouso do nove 
espacial, em dezembro de 1972. Fonte: NASA. 
télites externos, tendo sido pre)duzidas fotografias e ima-
gens de enorme valor científico. Outra iniciativa estratégica 
é a missão Gaiiieo, um pr()grama científic() d()S mais am-
bici()Se)s, em que a nave espacial, lançada em 1989, chegou 
até J úpitcr cm 199 5, e desde então está realizando um 
tour fantástico daquele planeta e de seus satélites princi-
pais, destacandc) uma missão suicida de uma de suas 
sc)ndas, que mergulhou na atmosfera de Júpiter, colhen-
do dados precic)S()S S()bre sua C()nstituiçãc) e sua dinâmica. 
Resumiremc)S a seguir algumas características dos pla-
netas e dc)S principais satélites do Sistema Solar, com 
ênfase nc)s que têm especial importância para a elucidação 
de eleterminados ambientes físico-químice)s e pr(iceSS(JS 
evolutiv()S relevantes para a hist()ria de) n()SS() planeta. 
1.6.1 Planetas internos 
Terra - C) terceiro planeta do Sistema Solar apresenta 
massa aproximada de 6x102'Jg e densidade de 5,52 
g/ cm3. C) raie) equatorial terrestre é de 6.378,2 km e o seu 
vc)lume 1,083 x 1()12km3. r-,:mbcJra tenha perdidc) seus ele-
mentos voláteis na fase de acresção de) Sistema Scilar, a 
Terra apresenta uma atmosfera secundária, formada por