Aula 01 Origem e Universo da Terra

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Relevo Terrestre e a 
 Abertura do Atlântico 
Eliane da Costa Alves 
06/09/2016 
PRINCIPAIS ATIVIDADES DA GEOLOGIA 
DO PETRÓLEO 
Exploração - encontrar o petróleo em 
 quantidades comerciais. 
 
Produção – extrair o petróleo, com 
 rentabilidades e segurança ao meio 
 ambiente. 
 
Transporte – conduzir o petróleo bruto de 
 forma eficaz e segura. 
 
Refino – obter o petróleo, com eficácia e 
 segurança e produtiva as necessidades da 
 sociedade. 
 
Comercialização – fornecer os derivados a 
 preços competitivos. 
 
 
Atividades de Exploração e Produção 
• Upstream – atividades realizadas até 
 a completação do petróleo. 
• Downstream – transporte, refino e 
 comercialização. 
 
Em todas as fases segurança e respeito ao meio 
ambiente 
Atividades de Exploração e Produção 
• Aquisição e Processamento de Dados 
Geofísicos. 
• Aquisição de Dados Geológicos. 
• Interpretação Exploratória. 
• Geologia de Reservatórios. 
• Geofísica de Reservatórios. 
• Análise de Reservatório. 
 
Geologia do Petroleo 
Uma questão fundamental 
• Onde se encontram essas jazidas reservas de 
hidrocarbonetos economicamente rentáveis? 
• Para respondermos esta questão o importante é 
termos uma compreensão dos processos 
geológicos num contexto regional. Isto significa 
que só a Geologia de Petróleo não é a resposta 
fundamental para esta questão da ciência. 
Devemos utilizar todos os fundamentos 
geológicos associados a conceitos químicos e 
físicos e aplicá-los para encontrarmos essas 
importantes reservas de óleo. 
• Alguns dos processos geológicos incluem: 
 
 (1) Geologia Histórica: tempo de maturação, 
migração e a formação de uma trapa 
(formações). 
 (2) Geologia Estrutural e Estratigráfica - a 
origem e as propriedades físicas do reservatório 
e origem das rochas. 
 (3) Geoquímica – como se origina os 
hidrocarbonetos? Onde eles se formam? Quais 
são as suas propriedades? 
 (4) Geofísica - sísmica e furos de sondagem – 
técnicas exploração subsuperficial. 
 
 Interpretação Exploratória: 
 
 Todos os fluidos armazenados em superfície – óleo, gás, água – ocupam 
os espaços vazios dentro das rochas. 
 
 Praticamente a totalidade desses fluídos está acumulada nos poros das 
rochas sedimentares. 
 
 Assim a pesquisa de petróleo é feita nas bacias sedimentares. 
 
 A origem e evolução das bacias sedimentares relaciona-se a 
movimentos da crosta terrestre estudados na tectônica global. 
 
 Todos os processos geológicos são extremamente lentos, o que exige a 
compreensão do tempo geológico. 
 
 É necessário que haja rochas sedimentares que gerem o petróleo, 
outras onde ele se acumula, e caminhos por onde ele possa ir de uma 
para outra rocha. 
 
 
Solimões 
Santos 
Campos 
Potiguar 
Sergipe-Alagoas 
Recôncavo 
Campos Marítimos 
Campos Terrestres e Marítimos 
 Campos Terrestres 
 Espírito 
Santo 
Compreendendo o Sistema Terra 
 
A GEOLOGIA SEUS CONCEITOS ESSENCIAIS PARA INDÚSTRIA DO PETRÓLEO 
 
Evolução da 
Terra 
Prothero • 
Dott 
Origin and Early Evolution of the Earth, capítulo 6 
NGC 4414 
Com o auxilio das 
observações e teorias 
da astronomia, e 
pelos estudos dos 
planetas, geólogos 
desenvolveram 
hipótese sobre a 
formação do nosso 
sistema solar e da 
Terra.. 
Começando bem do inicio 
A ~12 kg meteorite (a 
chondrite) ended the life of 
this classic Chevy Malibu in 
Peekskill, NY, in 1992. 
Meteoritos podem matar!!! 
Todo ano cerca de 60 MEGATONS de poeira espacial e debris 
cósmicos maiores atingem a superfície da Terra. Nosso planeta é um 
grande alvo. 
 
Densidades dos Planetas 
Apesar da composição dos planetas internos serem similar, os 
planetas mais externos do sistema solar são em sua maioria 
constituídos por elementos voláteis que se condensaram, e 
portanto estes planetas tem baixa densidade. 
Origem da Terra e Evolução 
• A idade do universo é ~ 14.5 By, em torno de 10 By mais antigo que a Terra 
 
• O universo primitivo tinha apenas prótons & núcleos de hélio como partículas 
condensadas que nós estamos familiarizados, será que seriam restos partículas 
elementares & radiação? 
 
• As primeiras estrelas foram formadas a partir de hidrogênio e helio, o resto dos 
elementos formados em protoestrelas por nucleossínteses. 
 
• Estrelas de um certo tamanho critico explodiram como supernovas, dispersando 
elementos hidrogênio, He & novamente recém-formados elementos como “pó” 
intergalácticos . Outras estrelas tornaram-se “buracos negros” (“black holes”), anãs 
castanhas, etc. ??? 
 
• Heterogeneidades em nuvens de poeira levou a formação de estrelas secundarias, 
similar ao nosso sol, mas agora poderia conter detritos em orbita formados a partir 
de elementos em estrelas de 1st geração. 
 
• Momento angular hereditário formando detritos que orbitam o principal centro 
condensação, e eventualmente, dão origem a planetas orbitais. 
“Hadean” éo nome dado a Eon no 
qual a Terra foi formada por acresção 
e bombardeamento de meteorito. ??? 
 
Foi verdadeiramente o “inferno na 
Terra”, com bombardeamento 
constante de meteorito e fluxo de calor 
elevado do interior da Terra, 
combinados a manter a superfície da 
Terra no estado fundido constante. 
 
Atmosfera primitiva da Terra, 
provavelmente redutora (i.e. no 
oxigênio) similar atmosfera atual de 
Jupiter (?), na sua maioria (?) 
constituída por: 
 
metano (CH4), 
 
amônia (NH3), 
 
hidrogênio (H2) e 
 
hélio (He) 
 
com alguns traços de gases nobre 
similar a neon (Ne) 
http://www.carleton.ca/%7Etpatters/teaching/intro/intro.html 
Estágio da Evolução Planetária 
1. Planetesimais 
… pequenos corpos 
formados por poeira e 
gás 
 
2. Protoplanetas 
9 ou 10 formados a 
partir de planetesimos 
 
3. Planetas formados 
pela combinação 
protoplanetas 
arrastados pela atração 
gravitacional. 
 
O colapso gravitacional de uma estrela, conduz à formação de 
um núcleo para a nuvem de gás e a formação de um disco 
rotativo grande de gás e pó, que se desenvolve em torno do 
núcleo de gás. Dos planetesimais se formam os planetas. 
Em linhas gerais, quatro fases podem ser identificados no processo de formação 
planetária. 
 
1. O colapso gravitacional de uma estrela, conduz à formação de um núcleo para a nuvem de gás e a 
formação de um disco rotativo grande de gás e pó, que se desenvolve em torno do núcleo de gás. Uma 
estrela, tal como Beta Pictoris mostra um núcleo central deste tipo, com um disco rotativo de matéria em 
torno do núcleo. Beta Pictoris é pensado ser uma estrela jovem, mostrando as fases iniciais da formação 
planetária. 
 
2. A condensação da nuvem de gás e a formação de côndrulos. Côndrulos são objetos arredondados 
pequenos encontrados em alguns meteoritos . A presença de côndrulos dá origem a uma classe especial de 
meteoritos conhecidos como condritos. Por exemplo, o meteorito Allende é rico em côndrulos e contém 
minerais ricos em elementos Ca e Al, e Al e Ti, minerais, que são diferentes de minerais terrestres. 
Também incluem “blobs” metálicos de Os, Re, Zr. A química destes minerais incomuns sugerem que eles 
são condensados iniciais do sistema solar. 
 
3. A acresção de gás e poeira para formar pequenos corpos entre 1-10 km de diâmetro. Estes organismos 
são conhecidos como planetesimais. Eles formam inicialmente a partir de pequenos fragmentos de poeira 
solar e côndrulos pelos processos de coesão (colem uns aos outros por fracas forças eletrostáticas) e porinstabilidade gravitacional. Formas de coesão fragmenta-se a cerca de 1 cm de diâmetro. Corpos maiores 
formados por colisões a baixa velocidade causam concentração do material pela atração gravitacional. 
Suporte para este ponto de vista do processo de acresção vem de uma região na borda do sistema solar 
conhecida como Cinturão de Kuiper, onde se pensa que a acresção “mopping up” (desapareceu) falhou 
para ter lugar. 
 
4. O mais violento e a acresção de rápido impacto. A fase final de acreção tem sido descrito como "acresção 
fugitiva". Planetesimais são levados em zonas bem definidas ao redor do sol, que são aproximadamente as 
atuais órbitas dos planetas terrestres. O processo conduz, eventualmente, a um pequeno número de 
grandes corpos planetários. Evidência para este processo impactante pode ser visto nas crateras de 
impacto observadas nas superfícies planetárias. Uma explicação do tipo dado acima para a origem dos 
planetas do sistema solar é apoiado por simulações matemáticas que mostram como funciona a acresção, 
pela formação progressiva de um conjunto de partículas menores em geral. Ele também fornece uma 
explicação sobre as diferenças entre corpos planetários do sistema solar e explica as diferenças entre os 
planetas terrestres mais pesados perto do Sol e os planetas mais leves, mais gasosos situados a uma 
distância maior. 
http://www2.glos.ac.uk/gdn/origins/earth/ch3_2.htm 
Beta Pictoris – formando um sistema solar? 
Esta imagem é atual e muito detalhada do 
famoso disco circunestrelar em torno da 
estrela sul Beta Pictoris. Mostra (em cores 
falsas) a luz dispersada no comprimento de 
onda de 1,25 microns (banda J) é uma das 
melhores imagens desta característica 
interessante obtidos até agora. 
Ela tem uma relação direta com a atual busca 
de sistemas planetários extra-solares, uma das 
atividades astronômicas mais difíceis. 
Enquanto os estudos espectroscópicos, 
astrométricos e fotométricos só podem 
fornecer evidências indiretas de planetas em 
torno de outras estrelas, imagens 
coronograficas como esta, em princípio, 
permitem aos astrônomos detectar discos de 
poeira diretamente. Isto é muito importante 
para a nossa compreensão física da formação 
e evolução planetária. O disco em torno de 
Beta Pictoris está provavelmente conectado 
com o sistema planetário. Em particular, 
várias observações independentes levaram à 
conclusão de que os cometas estão presentes 
em torno desta estrela, e variabilidade da sua 
intensidade foi provisoriamente atribuída à 
ocultação (eclipse parcial) por um planeta em 
órbita. 
. (A) um protoplaneta homogêneo, de baixa densidade para (B) um 
planeta diferenciado e denso. 
Estágio em Formação da Terra Primitiva 
inner core (1220 km)
outer core (2260 km)
crust (5-60 km)
mantle (2850 km)
> 95% Silício (Si), Oxigênio (O), Magnésio (Mg), Ferro (Fe) 
Menores quantidades de Alumínio (Al) e Cálcio (Ca) 
O leito de maior volume 
Sólido (não derretido) porém com habilidade de fluir 
 
 
Diâmetro Total ~ 6350 km 
Estrutura interna da Terra: Manto 
 
inner core (1220 km)
outer core (2260 km)
crust (5-60 km)
mantle (2850 km)
• Leito fino, rígido, e o mais externo da Terra 
• Composta principalmente por silício (Si), oxigênio (O), alumínio (Al) 
• Significantes quantidades de ferro (Fe), cálcio (Ca), sódio (Na) e potássio 
(K), magnésio (Mg) 
• É aonde a maioria dos elementos voláteis da Terra se concentram 
Diâmetro Total ~ 6350 km 
Estrutura interna da Terra: Crosta 
Corte transversal através de uma formação ilustrando nuvem 
nebulosa em forma de disco giratório de planetas por condensação 
de planetesimal. As temperaturas referem-se as condições em 
condensação inicial. 
 A Nebulosa de Orion 
faz parte de uma nuvem 
de gás e poeira 
localizada na 
constelação de Orion. É 
um dos aglomerados 
mais próximos 
estrelares, cerca de 
1.500 anos-luz. Toda a 
nuvem se estende 
facilmente sobre várias 
centenas de anos-luz. 
 
Aqui você pode ver 
estrelas recém-formadas 
à medida que piscam no 
interior da nuvem de 
poeira. 
Nebulosa de Orion, Estrela Nursery ? 
Formação da Lua 
Alfred T. Kamajian 
Origem da Lua Terrestre 
No choque, uma grande quantidade de material terrestre 
foi lançada ao espaço. Estes fragmentos ejetados 
combinaram com material planetesimal e foram 
capturados pela gravidade da Terra. 
Uma questão importante é quando isto aconteceu… 
Simulação da Colisão 
4.2 minutos 
8.4 minutos 12.5 minutos 
Deste modelo, parte da Terra e do impactador vão 
combinar para formar a proto-lua 
Estas figuras são de modelo de simulação numérica de uma colisão obliqua entre o 
impacto da Terra e um corpo do tamanho de Marte. 
material 
que vai 
virar a Lua 
Este slide mostra a 
interação entre 
magnetosfera da 
Terra e do vento 
solar. No início da 
formação da Terra 
o vento solar 
sopraram gases 
leves, H e He 
alcançam maiores 
distâncias do 
sistema solar. 
Planeta Jupiter 
mostrando luas 
(atravessando o 
Equador) e a Europa. 
Diferenciação 
Planetária Ferro Elementos mais 
leves 
Interior da Terra. 
 
1. Crusta 
2. Manto 
3. Núcleo Externo 
(liquido) 
4. Núcleo Interno 
(solido) 
 
Note a densidade 
discontinuidade do 
limite núcleo-manto 
inner core (1220 km)
outer core (2260 km)
crust (5-60 km)
mantle (2850 km)
• Leito fino, rígido, e o mais externo da Terra 
• Composta principalmente por silício (Si), oxigênio (O), alumínio (Al) 
• Significantes quantidades de ferro (Fe), cálcio (Ca), sódio (Na) e potássio 
(K), magnésio (Mg) 
• É onde a maioria dos elementos voláteis da Terra se concentram 
Diâmetro Total ~ 6350 km 
Estrutura interna da Terra: Crosta 
A TERRA DIFERENCIADA 
Divisões do interior da Terra 
 Seção transversal 
da Terra mostra de 
uma forma 
rudimentar a 
relação do manto 
superior e as zonas 
subducção e cristas 
meso-oceânicas. 
 
Note tb a região 
onde o magma 
basáltico é formado. 
Imagem 3-D 
 da crosta 
Imagem 3-D da crosta abaixo da 
área da Baía de San Francisco 
desenvolvido a partir do 
monitoramento do percurso das 
ondas sísmicas dos terremotos que 
passam por elas. As cores 
correspondem com diferentes 
pedaços de crosta terrestre que 
foram unidas ao longo das falhas de 
San Andreas e Hayward. 
 
Os Terremotos são mostrados por 
pontos amarelos. 
The East African Rift – Surface Expression of a Mantle Hot Spot 
ETOPO 30 
DEM Model 
Fig. 6.8 
Estrutura dos 300 km superiores da Terra. The moho (M) foi 
previamente definida para ser o limite entre a crusta e o manto 
superior. É basicamente uma anomalia sísmica, mas não é tão 
profunda como a zona de baixa velocidade sísmica. As zonas 
mostradas aqui são baseadas na análise de velocidades sísmicas de 
terremotos. 
Estrutura da Terra 
Estudo do comportamento das ondas sísmicas 
revelam a forma e composição do interior da Terra. 
• Crosta: ~10–70 km, composição intermediária 
• Manto: ~2800 km, composição máfica 
• Núcleo Externo: ~2200 km, ferro líquido 
• Núcleo Interno: ~1500 km, ferro sólido 
Composição da Terra 
Sismologia nos indica a composição da Terra 
com base na densidade das camadas: 
• Crosta Continental : ~2.8 g/cm3 
• Crosta Oceânica: ~3.2 g/cm3 
• Astenosfera: ~3.3 g/cm3 
 
 
Composição da Crosta Terrestre 
Sismologia nos indica a composição da Terra 
com base na densidade das camadas: 
• Crosta Continental (SIAL): ~2.8 g/cm3 
• Crosta Oceânica (SIMA): ~3.2g/cm3 
• Astenosfera: ~3.3 g/cm3 
 
*SIAL = composição básica Silício e Alumínio 
 SIMA = composição básica Silício e Magnésio 
 
Diagrama esquemático 
ilustrando o modelo de 
Elsassar par o campo 
magnético da Terra. O 
manto solido gira a uma 
velocidade diferente do 
núcleo externo liquido, o 
qual é fundido composto de 
sulfetos de Fe e Ni. 
 
O campo magnético é 
importante para evolução da 
vida complexa na Terra, 
uma vez que protege os 
organismos da radiação 
cósmica (as mesmas 
partículas de alta energia 
que formam C-14 na 
atmosfera superior. 
Mudança no Fluxo de calor 
da Terra através do tempo. 
 
Embora o diagrama pareça 
complicado, há apenas 4 isótopos 
radioativos que aquecem o 
planeta e 2 são de urânio. Os 
outros 2 são Th (tório) e K-40 
(potássio 40). 
 
Note que o fluxo de calor atual 
da Terra é apenas cerca de 20% 
do que era originalmente. 
Diferenciação de Elementos Químicos na Terra 
A distribuição atual dos principais elementos e U, Th, He e Ar 
na atmosfera, crusta terrestre e na água do mar. (Elementos 
listados encontram-se em ordem de abundância). 
Grãos de Zircão do Gnaiss de Acasta, Provincia Slave, NW 
Territorios, Canada. O cristal foi analisado com acido para 
destacar as zonas de crescimento. Estes zircôes foram datados 
de 4.03 By Anos. 
The Gneiss Acasta. Grande Provincia de Slave, NW 
Territorios, Canada. One of the oldest (4.03 Bya) dated 
rocks on Earth. Esta deve ter sido uma das primeiras rochas 
da crosta terrestre para formar Late Hadean ou pouco 
depois. 
Abundância Relativa dos Elementos 
Outros (<1%) 
Alumínio (1.1%) 
Cálcio (1.1%) 
Enxôfre (1.9%) 
Níquel (2.4%) 
Magnésio (13%) 
 
Silício (15%) 
 
 
 
Oxigênio (30%) 
 
 
 
 
 
Ferro (35%) 
Toda Terra Crosta Terrestre 
Outros (<1%) 
Sódio (2.1%) 
Potássio (2.3%) 
Cálcio (2.4%) 
Magnésio (4%) 
Ferro (6%) 
Alumínio (8%) 
 
 
Silício (28%) 
 
 
 
 
 
 
Oxigênio (46%) 
 
 
 
 
 
 
Note a estratificação de 
densidade no que diz respeito 
aos gases (mais claro mais 
distante para fora, mais pesado 
mais perto da superfície da 
Terra). 
Note tb a escala vertical é 
logarítmica. 
Estratificação Atmosférica e Typos Importantantes de Radiação e Escudos de Radiação. 
Litosfera 
Hidrosfera 
Atmosfera 
Biosfera 
Evolução da atmosfera do início de Hadean (5 By de anos) até fase atual. Note a 
mudança do Stage I para o Stage II, particularmente a evolução de nitrogênio (N) 
o desaparecimento virtual de hidrogenio (H) and metano (CH4). 
 
A importante mudança do Stage II para o Stage III foi o aumento de oxigênio 
(devido a evolução da fotossíntese das algas). Note a presença da nuvem de gases 
nobres, Ar, Ne, He e Kr. Muito provavelmente a partir da desgaseificação do 
manto superior que continua até hoje. 
Fig. 6.15 
O Quimiostato Global. 
 
O diagrama mostra o fluxo importante para dois elementos, O e C (embora não 
reduza C). Outros elementos importantes, como N, P, S, Na, Ca, e K que 
seguem os ciclos similares. (Quimiostato = química constante ou a muda 
lentamente). 
 
Iniciando a analise do ciclo com as algas (como motores principais) e 
acompanhando a cadeia. As Algas na verdade iniciaram o quimiostato a mais de 
4 By anos. Este quimiostato é uma das características de um planeta com 
formas de vida avançadas e provavelmente muito rara no universo. 
Litosfera 
Hidrosfera 
Atmosfera 
Biosfera 
Sistemas Terrestres 
Interativos 
Fig. 6.16 
O termostato global. As águas rasas é aquecida pelo sol para formar o mais 
importante reservatório de calor da Terra. A zona fótica acima da termoclina é o 
habitat de algas e fitoplâncton, a partir da base da cadeia alimentar aquática. 
Abaixo da termoclina a água é mais fria e menos agitada, portanto, menos 
oxigenada. Estas águas podem tornar-se estagnada e redutora. Quando o fazem 
elas constituem o primeiro passo para a preservação de matéria orgânica, o que 
eventualmente leva a depósitos de petróleo e gás. 
SISTEMA TERRA 
 
 
BIBLIOGRAFIA : 
 
1. BAPTISTA NETO, J. A.; PONZI, V. R. A.; SICHEL, S.E. 2004. Introdução à Geologia Marinha. Editora 
Interciência, Rio de Janeiro, 280p. 
2. BIGARELLA, J.J.; BECKER, R.D. SANTOS, G.F. 1994. Estrutura e origem das paisagens tropicais e subtropicais, 
vols. I e II. Editora da Universidade Federal de Santa Catarina. 
3. BLOOM, A.L. 1970. Superfície da Terra. ED. Edgard Blucher Ltda. Série de Textos Básicos em Geociências, USP. 
4. CUNHA, S.B. & GUERRA, A.J.T. 1996. Geomorfologia: Exercícos, Técnicas e Aplicações. Editora Bertrand Brasil, 
345p. 
5. DECOURT, J. & PAQUET, J. 1986. GEOLOGIA Objetos e Métodos. Livraria Almedina, Coimbra / Portugal. 
6. GUERRA, A.J.T. & CUNHA, S.B. 1998. Geomorfologia, uma atualização de bases conceitos. Editora Bertrand 
Brasil, 472p. 
7. HAMBLIN, W.K. 1985. The Earh’s Dynamic System. Macmillan Publ. Co., Fourth Ed., USA, 528p. 
8. LEINZ, V. & AMARAL, S.E. 1980. Geologia Geral. Companhia Editora Nacional. 
9. Mc. ALISTER, A. LEE. 1969. História Geológica da Vida – Série de Textos Básicos em Geociências. Editôra Edgard 
Blucher Ltda. 
10. POPP, J.H. 1998. Geologia Geral (5ª Edição), Livros Técnicos e Científicos Ltda, 376p. 
**11. PRESS, F.; SIEVER, R.; GROTZINGER, J.; JORDAN, T.H. 2006. Para Entender a Terra.Tradução MENEGAT 
R. et al., ed. Porto Alegre: Bookman, 656p, ISBN 85-363-0611-4. 
12. SALGADO-LABORIAU, M.L. 1994. História Ecológica da Terra. Editora Edgard Blucher Ltda. 307p. 
**13. TEIXEIRA, W.; TOLEDO, M.C.M.; FAIRCHILD, T.R.; TAIOLI, F. 2000. Decifrando a Terra. Oficina de 
Textos, São Paulo, 568p. 
 
Formas de Avaliação – 2 provas escritas, além da prova final (se for necessária), apresentação de seminário. 
Profª. Eliane da C. Alves / Depto. de Geologia e Geofísica / LAGEMAR 
Tel: 2629-5928 
E-mail: alianealves@id.uff.br