1- Formação da Terra

Prévia do material em texto

UFRB - Universidade Federal do Recôncavo da Bahia
Disciplina:
GEOLOGIA GERAL
PLANETOLOGIA
Professor:
Thomas Vincent Gloaguen 
thomasgloaguen@ufrb.edu.br
tgloaguen@gmail.com
PLANETOLOGIA
Origem do planeta Terra
Criação
-
História 
do 
Universo
História do Universo
História do Universo
Até os anos 1900
História e constituição do universo 
DESCONHECIDOS
A religião tinha instituído que 
que o universo era
estático, homogêneo, eterno estático, homogêneo, eterno estático, homogêneo, eterno estático, homogêneo, eterno e
infinitoinfinitoinfinitoinfinito
História do Universo
Paradoxe de Olbers
PORQUE O CEÚ É ESCURO A NOITE?
Paradoxo: se tiver uma infinidade de estrelas, deveria
enxergar uma estrela em qualquer direção que olharenxergar uma estrela em qualquer direção que olhar
EXPLICAÇÕES?
Absorção da energia luminosa das estrelas pela
matéria interstelar. PROBLEMA: conservação da
energia
História do Universo
Cálculo da idade do universo numa escala MACROSCÓPICA
1924
Hubble e Humason observam as estrelas e calculam da velocidade de
deslocamento das galáxias
CONLUSÃO: as galáxias se afastam do nosso ponto de observação, emCONLUSÃO: as galáxias se afastam do nosso ponto de observação, em
todas as direções.....
Outra observação: 
Quanto maior a distância, maior a velocidade de afastamento
História do Universo
Cálculo da idade do universo numa escala MACROSCÓPICA
Numa época
passada, no tempo 0, elas
se situavam num ponto 
único
= singularidade gravitacional
12 < IDADE UNIVERSO < 15 bilhões anos
História do Universo
Cálculo da idade do universo numa escala MICROSCÓPICA
A desintegração radioativo natural de alguns elementos é extremamente 
longa
Ex: 232Th � 208Pb Periódo de 14 bilhões de anos
� Medições da proporção Th/Pb nas gálaxias 
� 10 < IDADE UNIVERSO < 17 bilhões anos
História do Universo
Idade finito confirmada: 13,7.109 anos
Isso resolve o paradoxo de Olbers: não podemos observar objetos situados a 
uma distância maior do que 13,7.109 anos-luz (a luz ainda não teve tempo de 
chegar até nós)
No passado?
Expansão do universo
Se voltamos no passado, 13,7.109 anos atrás, chegamos a um limite no 
qual todo o universo se concentrava num ponto único, chamado
Big-Bang
História do Universo
Tempo = 0 ??
Espaço = 0 ??
10-43 s = parede de Planck*
Antes deste momento, as nossas teorias físicas se 
desmoronam (absolutamente nada se sabe) entre o 
tempo 0 e 10-43s
Distância = 10-33 cm (10 milhões de bilhões de vezes menor 
do que o menor átomo).
Temperatura = 1032 oK
Densidade = 1094 vezes a densidade da água
*Max Planck foi o fundador da teoria quântica 
Origem dos elementos ?
Elementos http://www.ptable.com
Origem dos elementos > Be?
Origem dos outros elementos ?
Supernova : formado 
após explosão de uma 
estrela e formação de 
todos os outros 
elementos mais pesados
Proporção 
dos 
elementos 
No de átomos por milhão 
de átomos de H
Hidrogênio H 1.000.000
Hélio He 68.000
Oxigênio O 690
Carbono C 420
Neônio Ne 98
Nitrogênio N 87
Magnésio Mg 40
elementos 
químicos no 
universo
Magnésio Mg 40
Silício Si 38
Ferro Fe 34
Enxofre S 19
Argônio Ar 4
Alumínio Al 3
Sódio Na 2
Cálcio Ca 2
Níquel Ni 2
Formação dos sistemas 
solares e redistribuição dos 
elementos
Formação do nosso sistema solar
1) Disco de poeira formado a 
partir de supernova
Condensação da matéria 
(início da diferenciação)
Colisão crescente entre 
átomos
2) Acúmulo de massa no centro 
(Sol) 
Começo do fenômeno de 
acreção (agregação dos 
grãos poeira)grãos poeira)
3) Aparecimento de 
perturbações gravitacionais 
e formação de protoplanetas
4) Fortes tempestades solares 
(vento solar), eliminação dos 
“rabos” de acreção
5) Início da diferenciação interna 
dos planetas
O Sistema Solar
• O sistema solar é composto de uma estrela de dimensão
média, o SOL, formado há 4,56 Ga (metade da vida)
• SOL = 99,8% da massa do sistema solar
Composição:
75% H ; 25% He (massa)
92,1% H ; 7,8% He (número de átomos)
ENERGIA na forma de radiações solares pela
transformação:
H� He (fusão nuclear)
248.000 km
~20 Terras
Duração: três dias
Perda de 109 t de matéria por 
segundo
Hoje
Ciclo de vida 
do SOL
Nascimento
HOJE
10:23
Aquecimento progressivo
Gigante vermelha
Anã branca
Bilhões de anos Escala não respeitada
O Sistema Solar
Outros corpos celestes?
�Sol
�Planetas:
99,8%
0,1%
�Planetas:
Júpiter
Outros planetas
�Satélites
� Asteróides
� Cometas
Além de poeira e gás
0,1%
0,1%
O Sistema Solar
Em Agosto de 2006, o sistema solar perdeu uma planeta
A União Astronômica Internacional decidiu por um voto oficial de dar uma
definição “definitiva” do termo planeta, definição que exclue plutão
• � Definição de um planeta? Três critérios
1) Deve ser em órbita ao redor do sol1) Deve ser em órbita ao redor do sol
2) Deve ter uma massa e uma gravidade suficiente para ser esférica
3) Deve ser uma massa bem superior à massa dos outros corpos tendo órbitas
vizinhas, e dominar gravitaramente esta zona do sistema solar.
� OITO planetas satisfazem estas condições: o sistema “perde” um planeta!
� Procura da estabilidade: com o que a gente sabe sobre o sistema solar, é quase
impossível descobrir um outro corpo que possa ser qualificada de planeta
Órbitas elípticas de pequena excentricidade (exceto Mercúrio)
Plano básico chamado eclíptica
4 planetas telúricos - as mais próximos ao sol 
4 planetas jovianos - as mais distantes do sol
Manuscrito de Galileu 1610
O Sistema Solar
Características físicas dos planetas: relação com a Terra
Densidade
5,4
5,3
5,5
Planetas externos ou jovianos: � diâmetro grande (> 45 000 km) 
� densidade ≈ densidade do Sol
Planetas internos ou telúricos: � diâmetro pequeno (< 12 756 km)
� densidade ≈ densidade da Terra
3,9
1,3
0,7
1,2
1,6
UA = 150 milhões de km
� Densidade ≈ 5 kg.dm-3
� Composição das planetas telúricas é
aproximadamente igual
� Rochas: silicatos (66%)
� Metais: ferro e níquel (33%)
� Muito O e pouco H
Planeta telúricoPlaneta telúrico
� Muito O e pouco H
� Diferenciação do planeta em camadas concêntricas com 
uma crosta e um manto ricos em sílica e um núcleo rico em 
Fe-Ni
� Atmosfera fina e rarefeitas 
� Poucos satélites
crosta
manto
Planeta telúrico
Ex: a Terra
Planeta telúrico
Ex: a Terra
SILICATOS
FERRO 
NÌQUELNÌQUEL
Núcleo externo
Núcleo interno
� Planeta mais primitivo
� Densidade ≈ 1 a 2 kg dm-3
� Composição : basicamente H e He
Planeta externoPlaneta externo
� Estado gasoso sem diferenciação interna aparente. 
Gigante gasoso
� Atmosfera muito espessa
�Muitos satélites pela massa elevada do planeta
Hidrogenio gazoso
Hidrogênio molecular líquido
Núcleo rochoso
e metalico
Planeta joviano
Ex: Júpiter
Planeta joviano
Ex: Júpiter
Crosta 
(silicatos)
Crosta 
(silicatos)
Manto 
(silicatos)
Manto 
(silicatos)
Núcleo 
(Fe-Ni)
Núcleo 
(Fe-Ni)
Mercúrio Vênus
Crosta (silicatos)Crosta (silicatos)
Manto 
(silicatos)
Núcleo 
(Fe-Ni)
Núcleo
(Fe-Ni sólidos)
Terra Marte
Manto 
(silicatos)
Núcleo
(Fe-Ni líquidos)
Hidrogeno molecular
Júpiter Saturno
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Hidrogeno molecular
Hidrogeno 
metálico
Hidrogeno 
metálico
Urano Netuno
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Hidrogeno, hélio, metanoHidrogeno, hélio, metano
Manto (gelo)
Manto 
(gelo)
Via láctea:200 bilhões de estrelas
galáxias
Conjunto de galáxias
conjunto de 
galaxias
conjunto de 
galaxias
O inferno na Terra
Data: 4,5 bilhões de anos atrás
A diferenciação interna dos
planetas telúricas
A partir de uma matéria inicialmente fundida, 
formação do núcleo e solidificação de um oceano 
magmático
Idade da solidificação
Os minerais os mais antigos: zircônio de Jack 
Hills, oeste da Australia (4400 milhões de anos)
O primeiro 
mineral
• Um zircônio ZrSiO4
formado num granito 
velho de 4,40 bilhões de velho de 4,40 bilhões de 
anos atesta da rápida 
formação da crosta 
terrestre
� Camada isolante (crosta) 
que permitiu preservar o 
calor interno
Wilde et al. (2001)
O terreno estável o mais velho:
Isua, Groenland (3,85 bilhões de anos)