Mineralogia Geologia 1

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“No princípio, criou Deus os céus e a terra. A terra era sem forma e vazia; e havia trevas sobre a face do abismo, mas o Espírito de Deus pairava sobre a face das águas. Disse Deus: haja luz. E houve luz. Viu Deus que a luz era boa; e fez separação entre a luz e as trevas. E Deus chamou à luz dia, e às trevas noite. E foi a tarde e a manhã, o dia primeiro.” (Gênesis – Bíblia Sagrada)
01 – Big Bang – as origens do Universo
Depois de Isaac Newton, Edmund Halley e William Herschel, a Astronomia disparou para frente. Os telescópios foram aperfeiçoados. Passaram a ser construídos observatórios em toda parte do mundo e o exame das estrelas, as medidas das suas imensas distâncias e numerosas outras descobertas sobre o espaço exterior foram se tomando possíveis.
Valendo-se da sombra de Vênus projetada sobre a Terra, quando da passagem daquele planeta entre nós e o Sol, o cientista inglês James, Cook conseguiu com seus instrumentos montados no Haiti, em 1769, avaliar com precisão a distância entre a Terra e o Sol. Essa medida foi, depois, convencionada como Unidade Astronômica.
Uma grande contribuição para alargar o conhecimento científico da humanidade coube ao gênio alemão de Joseph von Fraunhofer, com a invenção do espectroscópio, pequeno aparelho que decompõe a luz proveniente de estrelas longínquas captada pelo telescópio em faixas coloridas. A análise da movimentação dessas faixas permite avaliar as distâncias e a velocidade dos astros. Foi usando as faixas desse espectro da luz que, em 1912, o astrônomo norte-americano Vesto Melvin Slipher verificou que a galáxia Andrômeda parecia mover-se em direção a Terra, a uma velocidade de 720 mil quilômetros por hora. A notícia causou surpresa a muita gente. Mas quem ficou mais surpreso ainda foi o próprio Slipher, que, ao prosseguir nas suas observações, verificou que todas as outras galáxias pareciam afastar-se de nós a fantásticas velocidades de até 2,3 milhões de quilômetros por hora. O desvio da luz polarizada para o vermelho, no espectroscópio, era afirmativo quanto ao afastamento das galáxias. Era a primeira constatação de que o Universo se expandia e que não era estático, como até então se pensava. Isso, por outro lado, sugeria que o Sistema Solar, tão modestamente pequeno em relação ao cenário cósmico, um dia, no futuro, quando todas as constelações já tivessem fugido para distâncias inatingíveis pelo olho e pelos instrumentos do homem, encontrar-se-ia isolado, perdidamente abandonado no espaço. Para as civilizações que então existirem, o céu não mais teria o aspecto cintilante das nossas noites atuais, pois a vasta multidão de astros que nos enchem de sonhos já se teria retirado, em todas as direções, para distantes paragens no Cosmo.
Em 1936, já eram observadas galáxias com velocidade de afastamento de até 40 mil quilômetros por segundo, mais de um oitavo da velocidade da luz.
Como explicar, então, a aparente aproximação de Andrômeda? E por que todo o Universo parecia fugir da Terra, como se ela estivesse situada bem no meio dele?
Vários cientistas entregaram-se a pesquisas nesse sentido. Hubble, Humason, Einstein, Milne, Hoyle, Sitter, Lemaître e Gamow - todos deram explicações, confluentes em alguns aspectos, divergentes em outros, mas que levaram a se levantar a discussão de um dos mais empolgantes assuntos da atualidade - a origem do Universo.
Durante a década de 1920, Hubble confirmou que o Universo está, de fato, em expansão. Mas seria apenas uma ilusão que todos os grupamentos galácticos; “fugiam” da Terra. Em verdade, o Sistema Solar integra um panorama geral no qual os componentes se afastam reciprocamente, a enormes velocidades, como se todos divergissem radiadamente de um único ponto central. O espectador que saísse da Terra e, num salto de 137 bilhões de anos-luz, se colocasse na constelação da Cabeleira de Berenice, nos confins do espaço, continuaria a ter a mesma impressão. Todos os demais corpos celestes, inclusive a Terra, estariam fugindo “precisamente dele”. Chegou até a fazer uma interessante comparação, imaginando uma bola de borracha salpicada de pingos coloridos. Quando fosse insuflado ar no interior da mesma, fazendo-a crescer, todos os pingos da sua superfície se afastariam mutuamente e ao mesmo tempo.
Hubble demonstrou, também, que a velocidade de recessão das galáxias é diretamente proporcional à distância das mesmas em relação a nós. Isso se justifica porque elas desenvolvem um movimento uniformemente acelerado, ou seja, a sua velocidade cresce progressivamente.
Quanto à questão de Andrômeda, que, contrariamente, se aproxima, existe outra explicação satisfatória. Entre os corpos celestes que mantêm relativas proximidades (em Astronomia, isso pode referir-se a milhões de anos-luz), existem forças de atração condicionadas por imensos campos magnéticos de grande alcance e por campos gravitacionais. Isso explica por que todos os planetas do Sistema Solar se deslocam, em sua trajetória através da vastidão cósmica, em plena harmonia entre si e com o próprio Sol, não havendo a dispersão entre eles.
Da mesma forma, os milhões de integrantes de uma galáxia também caminham pelo Cosmo conjugados no mesmo destino.
Sucede que algumas galáxias, embora sejam unidades distintas, se associam e, na sua longa jornada pelo firmamento, se mantêm vizinhas e companheiras, emparelhadas e sujeitas ao mesmo campo gravitacional. Assim procedem a Via-láctea e Andrômeda. Vamos lembrar que a Via-láctea, galáxia a que pertencemos, tem a forma de um imenso disco que gira no espaço. Se considerarmos que o Sistema Solar fica quase na borda desse disco, com o movimento rotatório dele estaremos continuamente nos deslocando em direção a um ponto de referência à distância. Esse ponto é Andrômeda. Nós nos aproximamos dela. Mas parece, entretanto, que é ela que avança para a Terra. Depois que o Sistema Solar tiver alcançado a menor distância de Andrômeda, deverá cada vez mais se distanciar dela, dando, então, ao espectador que nessa época existir a impressão contrária de que ela estará se deslocando para longe. É como o ponteiro dos segundos, que corre mais veloz, alcançando o ponteiro dos minutos e, depois, deixando-o para trás.
Avalia-se, hoje, que Andrômeda seja constituída por mais de 200 bilhões de estrelas, aproximadamente o dobro do que se tem encontrado na Via-láctea, e que a distância entre ambas orça em cerca de 2,3 milhões de anos-luz.
Confirmada a observação de que o Universo se expande em todos os sentidos, os cientistas passaram a levantar a hipótese de que os milhões de galáxias que povoam os céus tenham surgido a partir de uma fantástica explosão cósmica. Segundo essa hipótese, os corpos celestes de hoje são produtos da transformação física dos fragmentos daquilo que explodiu no Big Bang que originou o Universo.
Mas em que se basearam os cientistas para supor a ocorrência de uma explosão original? Que material teria explodido? E por que explodiu?
Quem primeiro levantou a questão foi o astrofísico belga Georges Édouard Lemaître, em 1927. Ele propôs que se imaginasse um retrocesso no tempo e no espaço. Assim, as galáxias, que hoje se afastam, seriam vistas como num flashback ou marcha à ré. Nesse flashack, nós as veríamos aproximando-se umas das outras e todas se precipitando para um centro comum. Esse movimento caminharia inevitavelmente para uma indescritível colisão, um encontro catastrófico de todas as galáxias num ponto central do imenso espaço.
Ora, voltando à realidade, se as galáxias não se aproximam, mas, ao contrário, se afastam de um ponto central, é porque todas elas saíram desse mesmo ponto, de um provável bloco de matéria original.
A proposta de Lemaître criou a idéia, portanto, de uma extraordinária explosão cósmica - o Big Bang -, que, no passado remoto, gerou todo o Universo.
Essa hipótese foi melhorada depois pelo astrofísico inglês Edward Arthur Milne e pelo cosmologista norte-americano George Gamow. Pelo índice de variação na velocidadede fuga dos grupamentos; estelares, pôde-se calcular que a explosão cósmica teria ocorrido cerca de 20 bilhões de anos atrás. Até aquele instante, o mais remoto que se pode supor em tempo de Universo, ao qual se convencionou chamar de Tempo Zero, toda matéria, de onde se originaria qualquer coisa que hoje existe, teria se mantido num estado físico bem curioso, de extrema compressão sobre si própria, a ponto de se reduzir a bilhões de vezes no seu volume.
É do conhecimento geral que toda matéria é formada de átomos. E que essas unidades infinitamente pequenas da matéria se constituem basicamente de prótons, nêutrons e elétrons. Os prótons e nêutrons formam o núcleo do átomo, enquanto os elétrons giram em tomo desse núcleo, em órbitas determinadas. Entretanto, o núcleo é tão pequeno para o átomo todo, que já foi comparado a uma mosca dentro de uma catedral. Isso mostra que entre o núcleo e os elétrons, muito menores que ele, há um espaço vazio incomparavelmente maior do que o espaço preenchido pelas partículas elementares que formam a estrutura atômica. O átomo é quase totalmente vazio. E, conseqüentemente, pode-se compreender que a matéria é essencialmente vazia.
Na sua Teoria da Relatividade, Einstein demonstra que, pelo menos teoricamente, a matéria pode se contrair até quase se fechar sobre si mesma. Se pudéssemos “esmagar” o átomo, até juntarmos todos os seus elétrons ao núcleo, ele ocuparia um volume surpreendentemente menor no espaço. Esse seria o estado de compressão máxima da matéria. Nessa condição, se submetêssemos o Empire State Building a uma imensa força compressora que levasse os átomos de todo material que forma o edifício a se contrair até o estado máximo de compressão da matéria, o gigante da engenharia mundial por certo se reduziria a um pequeno corpo, talvez do tamanho de um caroço de ameixa. Todavia, continuaria a pesar milhares de toneladas.
Em alguns corpos estelares o estado de compressão máxima da matéria ainda pode ser observado. É o que sucede com os quasares, pequenas estrelas superbrilhantes, cuja matéria deve ter massa da ordem de dezenas de toneladas por centímetro cúbico.
Foi exatamente esse conhecimento que permitiu a Lemaître, Milne e Gamow admitir a hip6tese do plasma primitivo na composição do ovo cósmico que explodiu há cerca de 20 bilhões de anos. Naquela matéria original, que deve ter existido no centro do espaço c6smico, certamente estiveram reunidos todos os prótons, nêutrons e elétrons hoje existentes em qualquer parte do Universo. Aquela vasta massa de uma estranha matéria ainda não teria a estrutura atômica ou molecular que hoje conhecemos. Milne batizou aquele estado precursor da matéria com o nome latino de Ylem, que quer dizer “ventre gerador”. Daquele plasma socado teria se formado o ovo pré-atômico ou ovo cósmico.
A incalculável pressão no interior do Ylem determinou a elevação da sua temperatura a bilhões de graus. E foi em conseqüência dessa conversão térmica que o ovo cósmico explodiu. Deve ter sido a mais indescritível das explosões, lançando enormes fragmentos do Ylem em todas as direções. De repente, o espaço até então vazio viu-se varrido por uma turbulenta chuva de massas colossais do gigantesco núcleo pré-atômico que explodiu. Estava marcado o Tempo Zero, e a indiferença do nada assistia ao nascimento do tudo, no surpreendente espetáculo do Big Bang.	 
Em poucos minutos, a temperatura daquele material deve ter caído para alguns milhões de graus. Uma queda vertiginosa. E, nessa circunstância, os elétrons por certo se desgarraram dos conjuntos de nêutrons e prótons, entrando em órbitas ao redor dos mesmos e procurando alcançar um estágio de equilíbrio elétrico com os prótons. Começavam a surgir os primeiros átomos.
Nos choques entre as partículas primitivas, prótons colidiam com nêutrons de outros núcleos, formando elementos de maior complexidade. A introdução de novos nêutrons nos núcleos também implicava transmutação atômica. Está comprovado, por exemplo, que o encontro de um próton com um nêutron forma um núcleo de deutério ou H-2 (hidrogênio pesado). Se a este se incorporar mais um nêutron, então resultará o trítio ou H-3, outro isótopo do hidrogênio. Como o trítio é instável, um nêutron do seu núcleo libera o elétron nele contido e se transforma em próton, o que implica a transmutação do H-3 para hélio-3. Com a entrada de mais um nêutron, forma-se o hélio-4 ou hélio comum. Dessa maneira, num processo em cadeia de entrada ou saída de partículas, gradativamente se formaram os demais elementos.
A formação em seqüência dos átomos dos vários tipos de elementos químicos deve ter levado muito tempo, mas permitiu o aparecimento de imensas massas gasosas e de poeira cósmica, que se expandiram pelo espaço. Com a condensação desses gases e da poeira cósmica, nasceram as primeiras nebulosas. Só muito depois, bilhões de anos depois, é que a densidade, aumentando no interior de cada grande massa gasosa, levou à formação das estrelas e das galáxias. Sob a ação de campos gravitacionais, a matéria ficou girando sobre si própria, foi se condensando e chegou mesmo a formar corpos celestes de extraordinária densidade. A Astronomia moderna assim descreve os quasares, que são o testemunho de uma época tão distante que quase remonta ao Tempo Zero. Nessas pequenas formações que ainda se descobre pelo firmamento, com intenso brilho e altíssimas temperaturas (o nome provém de “corpos quase estelares”), cada centímetro cúbico deve ter massa da ordem de dezenas de toneladas.
Mas a grande contração da matéria implica elevada liberação de energia sob a forma de luz e calor. E assim surgiram, nas galáxias, miríades de estrelas fulgurantes, em cujos centros passaram a se desenvolver temperaturas de dezenas de milhões de graus centígrados. Nessa circunstância, a agitação térmica provoca a fissão do átomo. Os elétrons se desprendem de suas órbitas e os núcleos se esboroam contra outros núcleos, desintegrando-os em prótons e nêutrons, que, por sua vez, bombardeiam os átomos vizinhos, provocando uma reação em cadeia. O brilho poético e lânguido das estrelas, que enche de inspiração os olhos dos poetas e enamorados, não é mais do que o mortiço vestígio, atenuado por incríveis distâncias, de mundos em chamas, onde se desenvolvem temperaturas que correspondem a milhões ou bilhões de bombas de hidrogênio explodindo a um s6 tempo.
Dessa forma, nasceu o Universo e, dentro dele, a Via-láctea, apenas uma galáxia que não é das maiores dentre milhões de outras galáxias. E quase na borda dessa imensa nuvem luminosa em forma de disco, com cerca de 100 bilhões de outros astros, nasceu uma modesta estrela, que também não é das maiores, e que recebeu o nome de Sol.
02 – A FORMAÇÃO DO SISTEMA SOLAR
Ainda hoje, os cosmologistas não conhecem bem como se formaram a Terra e os demais planetas do Sistema Solar. As hipóteses, muito variadas, são contradizentes e insatisfatórias.
Já no século XIX, Pierre Simon de Laplace adquiria popularidade com as suas idéias, afirmando que o Sol fora, em épocas remotas, um imenso globo gasoso, com um vasto núcleo relativamente denso e uma atmosfera tão ampla que ia para além do que hoje é a órbita de Urano. O globo teria adquirido rotação e, lentamente, pelo efeito da gravitação, foi-se retraindo. Em conseqüência da força centrífuga, largou no espaço, por sucessivas vezes, anéis de gases que ficaram girando ao seu redor, como ainda fazem, em nossos dias, os anéis de Saturno.
Depois, aqueles aneis se fragmentaram. Os fragmentos se condensaram, tomaram a forma esférica e se solidificaram, constituindo-se em planetas.
A hipótese de Laplace está inteiramente abandonada. Está comprovado que o momento angular (em palavras mais simples: movimento de rotação) do Sol é muito pequeno em relação aos momentos angulares de todos os seus planetas. Ele gira com majestosa lentidão em tomo do seu eixo, levando quase 25 dias para uma rotação completa. A Terra realiza a sua rotação em 24 horas, apenas.
Está matematicamenteprovado que o Sol, com cerca de 99,8% da massa de todo o Sistema Solar, tem ridiculamente apenas 2% do momento angular dessa massa. O que não corresponde ao raciocínio de Laplace.
Em 1917, o astrônomo inglês James Hopwood Jeans lançou uma nova concepção, pela qual, em certa época, uma estrela de grande porte passou relativamente perto do Sol. A atração gravitacional provocada pela aproximação da estrela causou gigantescas marés na superfície do Sol, dele acabando por desprender uma ponte de matéria em forma de enorme charuto. Com o afastamento dos dois astros, o charuto ficou girando ao redor do Sol. Mais tarde, este “charuto” fragmentou-se e acabou originando os planetas. A sua parte mediana, mais desenvolvida, teria formado os grandes planetas, como Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, e, de suas partes afiladas, saíram os pequenos, como Mercúrio, Vênus, Terra e Marte (Plutão ainda não era conhecido naquela época, pois só foi descoberto em 1930).
Também essa hipótese, que foi batizada como Teoria da Catástrofe, não satisfez, pois não conseguiu explicar a rotação dos planetas.
Harold Jefreys sugeriu, então, que a catástrofe não se tivesse limitado a simples aproximação no espaço entre as duas estrelas, mas que tivesse ocorrido, efetivamente, uma batida de raspão entre elas. Não conseguiu convencer a maioria dos astrônomos.
Os cosmologistas modernos preferem não pensar em função de uma catástrofe. Sugerem alguns a possibilidade de que os planetas se tenham formado pela agitação térmica e colisão das partículas de uma imensa nuvem de gás e poeira c6smica que estivesse ao redor do Sol. No meio daquela nuvem, talvez tivessem surgido vários campos rotatórios que se constituíram em centros gravitacionais. A atração das partículas para esses centros levou à aglutinação da matéria, à sua lenta solidificação e ao aparecimento dos planetas.
Uma nova sugestão atual admite que se tenha formado à volta do Sol uma vasta nuvem de gás e poeira cósmica, em forma de anel. Embora se pareça, em princípio, com a teoria de Laplace, essa hipótese dela se diferencia por descrever um movimento justamente em sentido contrário. O anel, impulsionado por forças eletromagnéticas, ter-se-ia expandido, deixando para trás quantidades razoáveis de matéria. As primeiras porções desgarradas conteriam os átomos pesados, redundando na formação dos planetas metálicos e rochosos. Os materiais de maior volatilidade teriam formado os últimos flocos provenientes do anel primitivo, constituindo-se nos planetas mais distantes e de pequena densidade. A Terra estaria no primeiro caso. E, com a condensação da sua matéria, adquiriu velocidade de rotação. Os metais se precipitaram para o seu centro gravitacional, formando um enorme núcleo de ferro e níquel, recoberto de material pastoso ou líquido, em ignição.
Na camada pastosa, começaram a se formar os silicatos. Depois, com o esfriamento, surgiram os côndrulas, minúsculas esferas vítreas que haviam sido fundidas nas altas temperaturas e pressões do planeta em formação. Iniciava-se a consolidação da crosta terrestre.
Os côndrulas são também encontrados em alguns meteoritos. E foi pelo estudo de radioisótopos em côndrulas que se puderam confirmar as primeiras proposições de que a Terra é um planeta com a idade aproximada de 4,5 bilhões de anos.
Como teria sido a atmosfera primitiva da Terra? Não resta dúvida de que, naqueles tempos imemoráveis, foi totalmente diferente de que é hoje. Através da análise espectroscópica da luz emitida pelos astros, os cientistas sabem que nas atmosferas do Sol, de Júpiter e de outros planetas e estrelas existem gases como o metano (CH4), a amônia (NH3) e o hidrogênio (H2). Logo, provavelmente, partindo-se do princípio de que a Terra, tal como Júpiter, teve sua origem no Sol, não será estranho admitir que tenha revelado em sua atmosfera primitiva esses mesmos gases.
O conhecimento dos “ingredientes” que formaram a atmosfera primitiva do nosso planeta foi de suma importância para se levantarem as hipóteses mais modernas relativas à origem da vida na Terra, como veremos mais adiante.
Enfim, há 4,5 bilhões de anos a Terra já era um planeta consolidado no espaço. Acabava de nascer o mundo onde um dia viveríamos. Estava aberto o grandioso palco onde se sucederiam inumeráveis cenários. Esses cenários iriam revelar fatos surpreendentes, como a origem da vida, a evolução das espécies e o aparecimento do HOMEM, esse curioso e imprevisível habitante da Terra, “que, com tanta freqüência, age como macaco enfurecido, mas, por vezes, como filho de Deus”.
UMA ESFERA DE GÁS E PÓ
Há 4,5 bilhões de anos teve início a formação do sistema solar a partir de uma nuvem de gás e pó que entrou em colapso em virtude de seu próprio peso e que, devido a seu movimento de rotação, formou um disco ao redor do Sol que nascia.
UM DISCO EM ROTAÇÃO
O movimento de rotação do sistema solar primitivo prosseguiu, e a matéria sólida presente no disco começou a aglomerar-se. Alguns aglomerados de matéria mediam vários quilômetros. No centro, o Sol liberava uma enorme quantidade de calor que provocou a aglomeração da matéria.
A FORMAÇÃO DOS PLANETAS
No sistema solar exterior, formaram-se quatro grandes massas que deram origem aos planetas gigantes gasosos. sua intensa gravidade favoreceu a constituição de densas atmosferas. mais próximos do Sol formaram-se os planetas terrestres.
O SISTEMA SOLAR ATUAL
É composto por nove planetas que viajam em torno do Sol descrevendo órbitas estáveis. A maioria deles possui satélites naturais. Os asteróides e os cometas são resíduos do sistema solar primitivo.
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Os Planetas
Os planetas do sistema solar eram os únicos conhecidos até 1995, quando astrônomos americanos comprovaram a existência de um corpo desse tipo em órbita de uma estrela na constelação de Pégaso.
Planeta é um corpo celeste sem luz própria - excluídos os cometas, planetóides, satélites e meteoritos, que gravita em torno de uma estrela. A luminosidade noturna dos planetas deve-se ao reflexo, em sua superfície, da luz da estrela em torno da qual gravitam. Os planetas têm massa muito reduzida, em geral inferior a 0,07 da massa da estrela à qual estão associados.
Com base em cálculos matemáticos, astrônomos da antiguidade interpretaram muitos movimentos dos astros e elaboraram teorias sobre os planetas, teorias essas que só seriam comprovadas com o surgimento de instrumentos ópticos. A descoberta de estrelas duplas e múltiplas por William Herschel, no fim do século XVIII, demonstrou a existência de outros sistemas gravitacionais além do sistema planetário a que pertence a Terra.
A existência de planetas em torno de estrelas que não o Sol parece, à primeira vista, de difícil comprovação, devido às enormes distâncias existentes. No entanto, o estudo do movimento de algumas estrelas mostra, em suas trajetórias, pequenos desvios que podem ser interpretados como perturbações causadas por um astro muito pequeno ou muito frio para ser visível. Foi assim que, pelo cálculo, Friedrich Wilhelm Bessel descobriu o companheiro de Sírius vinte anos antes de sua observação por Alvan Graham Clark, em 1862. Descobertas posteriores, porém, indicaram que a perturbação pode também provir de um astro tão pequeno, com massa da ordem de três por cento da massa do Sol, que os recursos de observação em uso seriam incapazes de descobri-lo. Tais sistemas, chamados binárias astrométricas, colocam o problema de se estabelecer um limite entre as menores estrelas e os maiores planetas, ou seja, o de se saber a partir de que limite o companheiro invisível de uma estrela pode ser considerado um planeta ou uma estrela.
De modo geral, a partir de um certo valor da massa e de determinado estado físico dessa massa as temperaturas e as pressões internas tornam-se suficientemente intensas para provocar as reações nucleares que caracterizam uma estrela e sua enorme radiação energética. Em termos genéricos, pode-se afirmar que um planeta é um astro que nãopossui radiação própria e cuja massa corresponde, no máximo, a um qüinquagésimo da massa do Sol. O maior planeta do sistema solar, Júpiter, está ainda muito abaixo desse limite, pois sua massa não alcança um milésimo da massa solar.
Classificação
Os planetas do sistema solar podem ser divididos em dois grupos: os planetas terrestres, ou telúricos, de pequenas dimensões e elevada densidade; e os planetas gigantes, ou jupiterianos, de grande diâmetro e baixa densidade. No primeiro caso estão Mercúrio, Vênus, Terra e Marte, situados mais próximos do Sol. Os planetas gigantes são Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Plutão parece ser um planeta sui generis, pois, segundo tudo indica, trata-se de um antigo satélite de Netuno. É o planeta mais afastado do Sol e a rigor, dadas suas características próprias, não pertence a nenhum dos dois grupos.
As distâncias médias dos planetas ao centro do sistema foram estudadas no século XIX pelos astrônomos alemães Johann Daniel Tietz, dito Titius, e Johann Elert Bode, que constataram que os planetas se distanciam do Sol segundo uma constante aritmética. Embora tais distâncias possam parecer imensas quando expressas em quilômetros, tornam-se insignificantes se comparadas com as que separam o Sol das estrelas. Mercúrio dista cerca de sessenta milhões de quilômetros do Sol; a Terra, 150 milhões; e Plutão cerca de seis bilhões, enquanto que a Alfa do Centauro, a estrela mais próxima do Sol, está aproximadamente a 3 x 1013 quilômetros. As distâncias interestelares são, assim, pelo menos dez mil vezes maiores que as interplanetárias, o que mostra o grande isolamento cósmico em que se encontra o sistema solar.
Órbitas
O sistema solar apresenta notável regularidade com referência às órbitas descritas não só pelos planetas como também pela maioria de seus satélites. Com exceção de Urano, os planetas executam, todos no mesmo sentido, rotações em torno de um eixo. As revoluções ao redor do Sol realizam-se, sem exceção, no mesmo sentido. A excentricidade e a inclinação das órbitas planetárias são pequenas, salvo as de Plutão. Por isso, as órbitas tornam-se quase circulares, e os seus planos quase se confundem com o da eclíptica, o plano da órbita terrestre, pois aquelas inclinações só ultrapassam 8o para Plutão. Mercúrio e Vênus, cujas órbitas são interiores à órbita terrestre, são por isso classificados como planetas interiores. Pela mesma razão, os demais planetas, cujas órbitas envolvem a órbita da Terra, são chamados planetas exteriores.
Observação dos planetas
Desde o início dos tempos históricos era conhecida a existência de cinco planetas, além da Terra: Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. O exame visual dos céus, com o apoio de sextantes e aparelhos astronômicos rudimentares, foi o único método de observação até o século XVII, quando surgiram os primeiros telescópios.
Tal aperfeiçoamento levou William Herschel a descobrir, em 1781, o sétimo planeta, Urano. Em 1846 as teorias planetárias em vigor experimentaram notável êxito com os cálculos teóricos do francês Urbain-Jean-Joseph Le Verrier sobre a existência de Netuno, cálculos que conduziram a sua localização exata. Com métodos semelhantes, uma equipe americana coordenada por Clyde William Tombaugh descobriu Plutão em 1930. O conhecimento das características dos planetas do sistema solar, facilitado pelo aperfeiçoamento das técnicas telescópicas, registrou um avanço ainda mais acelerado a partir do lançamento, na década de 1960, de sondas espaciais.
Em 2006, cerca de 2500 especialistas reunidos em Praga na 26ª assembléia geral da União Astronômica Internacional (IAU, na sigla em inglês) chegaram a um consenso quanto à nova definição de planeta. De acordo com a decisão, passa a existir também a categoria de “planetas anões”, da qual Plutão passa a fazer parte. Com isso, o Sistema Solar passa a contar com apenas oito planetas: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. De acordo com a nova definição, um corpo celeste tem que preencher três requisitos para que seja considerado um planeta: tem que estar em órbita em torno de uma estrela, ter a forma aproximadamente esférica e ser o astro dominante da região de sua órbita. “Ser o corpo mais importante de sua região significa que o planeta agregou a maior parte da matéria disponível ao seu redor no período de formação”, explica o planetólogo Sylvio Ferraz Mello, da Universidade de São Paulo. “Os outros oito planetas giram no mesmo plano e com órbitas parecidas, o que não acontece com Plutão.” Com isso, Plutão deixa de ser considerado um planeta e passa a fazer parte da nova categoria de “planetas anões”. Além dele, outros dois corpos celestes se enquadram nessa classificação. O primeiro é o ex-asteróide Ceres, localizado no Cinturão de Asteróides (região do espaço entre Marte e Júpiter). Logo após sua descoberta, em 1801, foi considerado um planeta, mas os especialistas decidiram que ele não preenchia os pré-requisitos para ser assim classificado. O segundo é 2003 UB313, objeto com massa maior que a de Plutão, localizado no Cinturão de Kuiper.
Teorias planetárias
No final do século XVI, o astrônomo alemão Johannes Kepler enunciou as três leis que passaram a levar seu nome e que resumem a dinâmica do movimento planetário. São elas: (1) em seus deslocamentos em torno do Sol, todos os planetas descrevem órbitas elípticas de pequena excentricidade, ou seja, quase circulares, com o Sol situado num dos focos da elipse; (2) a velocidade do movimento dos planetas diminui nos pontos da órbita mais afastados do Sol e aumenta nos mais próximos; (3) os quadrados dos períodos de revolução dos diferentes planetas são proporcionais ao cubo das distâncias médias que os separam do Sol.
A doutrina planetária clássica se completa com a teoria da gravitação universal, enunciada por Isaac Newton, segundo a qual todos os corpos do universo se atraem com uma força proporcional ao produto de suas respectivas massas e na razão inversa ao quadrado da distância que os separa. Tal princípio explica o comportamento dos sistemas celestes e, especificamente, dos conjuntos planetários, cujos deslocamentos são regidos por duas forças opostas: a centrífuga, decorrente de sua velocidade, e a centrípeta ou de atração mútua com o Sol. Os cálculos derivados dessa teoria determinaram cientificamente o equilíbrio dinâmico do sistema solar e facilitaram, a descoberta dos planetas exteriores.
Atmosfera
Quase todos os planetas são envolvidos por uma atmosfera gasosa de intensidade variável, que é a sede de quase todas as informações obtidas sobre eles. Ao observar-se um planeta recebe-se a luz solar já refletida, difundida e modificada pela atmosfera planetária.
A relação entre a intensidade da luz recebida e refletida por um planeta, denominada albedo, depende do solo, da atmosfera e, sobretudo, da temperatura desta última. É o estudo do albedo, da polarização e do espectro de absorção dos planetas que permite o conhecimento da composição e do estado físico das atmosferas planetárias. A difusão da luz pela atmosfera polariza essa mesma luz, o que depende em grande parte da existência de partículas líquidas ou sólidas em suspensão no gás. O espectro de absorção da luz planetária permite assim definir a composição química das atmosferas e determinar vários de seus parâmetros físicos, notadamente a temperatura.
Um planeta retém sua atmosfera graças à atração gravitacional exercida sobre as moléculas gasosas que a constituem. De acordo com a teoria cinética dos gases, estes são formados por uma mistura de moléculas que se mantêm em constante agitação, chocando-se entre si. A agitação e a velocidade dessas moléculas é tanto maior quanto maior for a temperatura do gás, e os choques são mais freqüentes quanto maiores forem a densidade e a pressão. As moléculas dos gases mais leves, como o hidrogênio, têm maior velocidade média que a dos gases mais pesados, como o gás carbônico. Para vencer a atração gravitacional do planeta ao qualenvolvem, as moléculas gasosas devem atingir velocidades superiores à velocidade de escape daquele planeta, velocidade essa que é tanto maior quanto maior for a massa do astro. Isso explica por que Mercúrio e Plutão, bem como a maioria dos satélites de outros planetas, não têm atmosfera. Mercúrio não pode retê-la por sua temperatura muito elevada e por ter massa que exige uma velocidade de escape muito pequena. Ao contrário, Plutão, o mais afastado planeta do sistema, possui temperatura tão baixa, próximo do zero absoluto, que todos os gases de sua atmosfera estão congelados. A Lua, embora situada à mesma distância do Sol que a Terra, não mantém uma atmosfera por causa de sua pequena massa. Compreende-se assim por que as atmosferas dos planetas gigantes contêm enorme quantidade de gases leves e estes formam grande parte do volume do astro. Tais planetas são dotados de enorme massa e, portanto, de grande atração gravitacional; além disso, estão mais distantes do Sol e por isso recebem menor quantidade de radiação. Já nos planetas telúricos que têm atmosfera, praticamente não existem gases leves, por causa de sua pequena massa e da maior proximidade do Sol. As condições para a existência de uma atmosfera mostram que um satélite como Titânia, de Urano, pode reter uma atmosfera, fato comprovado pela observação.
Sistemas de satélites cercam todos os planetas, à exceção de Vênus, Mercúrio e, possivelmente, Plutão. Júpiter tem 16 satélites, ou luas, e Saturno, vinte. A Terra, único planeta com oxigênio em sua atmosfera e com alta concentração de água em sua superfície - de cuja combinação surgiram os seres vivos - constitui com seu único satélite um caso excepcional no sistema solar.
03 – SOL E LUA
O Sol
A estrela mais próxima a Terra é o Sol. Seu diâmetro é de aproximadamente 1.400.000 km. É 333.000 vezes maior que a terra, possuindo um campo gravitacional muito grande, justificando sua posição ao centro do Sistema Solar. Sua massa é de 1,989x1027 toneladas.
O Sol é formado basicamente por gases, onde 75% é hidrogênio, 23% de hélio, e o restante formado pelos demais gases. Eles possuem temperaturas tão elevadas que também apresentam características de outro estado da matéria, o plasma.
O núcleo, região mais interna do Sol, tem um diâmetro de 1.100.000 km, onde se encontra a maior parte da massa solar. Possui uma temperatura de 20.000.000 ºC. Em razão dessa temperatura e da altíssima pressão (da ordem de 109 atmosferas), ocorrem reações termonucleares que transformam o hidrogênio em hélio, como numa bomba H.
A superfície do Sol apresenta temperaturas de 6.000 ºC, sendo que nas manchas solares (manchas escuras do sol), essa cai pra 4.000 ºC. A luz solar demora em média 8 minutos pra chegar a Terra.
O Sol possui uma trajetória sentido Leste – Oeste, ou seja, ele nasce no leste e se põe no Oeste. No inverno, ao meio-dia, ele não está exatamente no “topo” do céu. Ele apresenta uma trajetória próxima ao horizonte, fato explicado pela inclinação de 23º27’ da Terra, com relação à sua órbita. Já no verão, ao meio-dia podemos ver o Sol exatamente no centro do céu. Conhecendo o sentido de sua passagem, passamos a saber onde se encontram os pontos cardeais e, consequentemente, a nos orientar.
A atividade do sol não é constante. Observa-se uma periodicidade de 11 anos na atividade solar. Quando a atividade é máxima, diz-se “Sol Ativo” e, quando é mínima, “Sol Calmo”. O ano de 2001 corresponde ao ano de maior atividade solar. Num eclipse no período de maior atividade, a coroa formada é circular, possuindo o mesmo raio com relação ao centro do sol. Já no período de “Sol Calmo”, as laterais possuem um raio maior do que as partes de cima e de baixo (basicamente uma forma oval).
A Lua
É o único satélite natural do nosso planeta. Gira em torno da Terra numa trajetória elíptica. Assim sendo, a distância entre ambas varia de 360.300 a 405.000 km. A luz refletida pela Lua, demora cerca de 1,3s para chegar até nós.
A Lua é bem menor que nosso mundo, com um diâmetro de 3.476 Km, pesa 81 vezes menos, e possui uma gravidade 6 vezes menor.
Por não possuir atmosfera, a superfície da Lua é freqüentemente bombardeada por meteoritos, causando as várias crateras já conhecidas. A falta de ventos (erosão), faz com que todas as marcas permaneçam imutáveis. Até as pegadas dos homens que já estiveram por lá continuam registradas.
A Lua possui 4 fases definidas. Ela reflete a luz solar e torna possível a visualização da face iluminada aqui na Terra. Podemos também observar, além da parte iluminada, a parte escura. Esse é o resultado de um fenômeno, no qual a Terra reflete a luz solar, deixando possível a observação do lado oculto do seu satélite.
Lua Cheia – é quando a Lua encontra-se em oposição, ou seja, a Terra está entre o Sol e o Lua. É nesta fase onde ocorrem os eclipses da lua. A Terra encontra-se entre a Lua e o Sol, projetando sua sombra na superfície lunar.
                        SOL                              TERRA            LUA
                
Lua Nova – é quando a Lua encontra-se em conjunção, ou seja, a Lua entre o Sol e a Terra. É nesta fase onde ocorrem os eclipses do Sol. Os dois astros alinham-se, projetando sua sombra da lua na superfície terrestre.
                   SOL                                 LUA              TERRA
                
Lua Crescente – é quando a Lua encontra-se em uma quadratura, ou seja, a Lua está perpendicular com relação ao sistema Terra – Sol (a fase Crescente é a transição da Lua Nova para a Lua Cheia). A Lua Crescente pode ser vista de dia, no período vespertino.
                       SOL                               TERRA
              
                                                                        LUA
Lua Minguante – é quando a Lua encontra-se em uma quadratura, ou seja, a Lua está perpendicular com relação ao sistema terra – Sol (a fase Minguante é a transição da Lua Cheia para a Lua Nova). A Lua Minguante pode ser vista de dia, no período matutino.
                                                                              LUA
                    
                                SOL                          TERRA
Na conjunção, ocorrem as marés altas, pois os dois astros (Sol e Lua), através de suas gravidades, puxam as águas para a mesma direção. Na oposição, cada astro atrai as águas para lados opostos (apesar da Lua ter uma gravidade infinitamente menor que a do Sol, ela está mais próxima da Terra, o que faz equilibrar as forças). Nas duas quadraturas, ocorrem as marés baixas.
04 – A TERRA
A característica mais marcante da Terra, entre todos os astros conhecidos, é a presença de água em forma líquida. A água é essencial não só para a vida - e ao que se sabe, a superfície da Terra é o único lugar do universo onde ela existe - como também para os processos geológicos de erosão, transporte e deposição que moldam a crosta terrestre. A Terra é o terceiro planeta do sistema solar em ordem de distância do Sol e o quinto em tamanho. Pode ser descrita como uma esfera dotada de uma crosta rochosa (litosfera), parcialmente recoberta de água (hidrosfera) e envolvida por uma camada gasosa (atmosfera). O interior do planeta se divide em manto, núcleo externo e núcleo central. A força centrífuga de seu movimento de rotação em torno do próprio eixo torna a Terra mais volumosa no equador e achatada nos pólos. Seu eixo de rotação apresenta uma inclinação de 23°27' em relação ao plano da eclíptica. Da área total da Terra, de aproximadamente 509.600.000km2, apenas 29% são sólidos. O restante é ocupado por oceanos, mares, lagos e rios. O único satélite natural da Terra, a Lua, situa-se a uma distância média de pouco mais de 384.400km.
Desde o século XVI, quando Copérnico propôs um modelo heliocêntrico do universo, a Terra passou a ser vista pelos astrônomos como um planeta como outro qualquer do sistema solar. Ao mesmo tempo, as viagens marítimas comprovavam a esfericidadeda Terra e, no início do século XVII, utilizando o telescópio, recém-inventado, Galileu mostrou que vários outros planetas também são esféricos. Entretanto, só com o advento da era espacial, quando fotografias tiradas de foguetes e naves espaciais captaram a curvatura acentuada do horizonte terrestre, foi que o homem comprovou diretamente que a Terra era esférica, e não plana. Em dezembro de 1968, quando a Apolo 8 contornou a Lua, pela primeira vez os homens viram a Terra como um globo.
História da Terra
A origem da Terra foi tema de estudos científicos por vários séculos, mas somente após 1950 houve grandes avanços nessa área. As mais importantes contribuições vieram da análise quantitativa dos isótopos presentes em meteoritos, feita por geoquímicos, e, particularmente, do estudo das rochas lunares obtidas durante o programa espacial Apolo. Além disso, a pesquisa geoquímica de amostras terrestres, combinada com um novo entendimento dos processos internos proporcionado pela teoria da tectônica de placas, elucidou de forma significativa as formas pelas quais o planeta Terra evoluiu. Geólogos e astrônomos concordam que a Terra tem aproximadamente 4,6 bilhões de anos. Contudo, as mais antigas rochas conhecidas existem há 3,9 bilhões de anos, e não há registro geológico para um período de aproximadamente 700 milhões de anos. Acredita-se que todo o sistema solar tenha se formado a partir de uma nuvem de gás e poeira, cujas partículas se condensaram em grãos sólidos. A ação de forças eletrostáticas e gravitacionais agrupou esses grãos em fragmentos de rocha cada vez maiores, um dos quais evoluiu para formar a Terra.
Os componentes metálicos, mais pesados, se dirigiram para o interior do corpo, enquanto os mais leves (como hidrogênio e hélio), que devem ter formado a atmosfera primordial, provavelmente escaparam para o espaço sideral. Nesse primeiro estágio de desenvolvimento terrestre, o calor era gerado por três possíveis fenômenos: (1) a desintegração de isótopos radioativos de vida curta; (2) a energia gravitacional liberada pela submersão dos metais; ou (3) o impacto de pequenos corpos planetários (planetesimais). O aumento de temperatura foi suficiente para aquecer todo o planeta. Com isso, o núcleo começou a se fundir e foram produzidos líquidos gravitacionalmente leves, que atingiram a superfície e se cristalizaram, formando a primeira crosta terrestre. Ao mesmo tempo, líquidos mais pesados, ricos em ferro, níquel e provavelmente enxofre, se separaram e mergulharam, sob a ação da gravidade, em direção ao núcleo da Terra. Os elementos voláteis mais leves do interior do planeta puderam então ascender e escapar, provavelmente durante erupções vulcânicas, e geraram a atmosfera secundária e os oceanos (essa foi a chamada fase de diferenciação). Provavelmente instável, a primeira crosta terrestre afundou. Esse processo gerou mais energia gravitacional, o que permitiu formar uma crosta mais espessa, estável e duradoura. Como o interior da Terra era quente e líquido, acredita-se que esteve sujeito a uma convecção em grande escala, o que pode ter possibilitado a formação da crosta oceânica, acima das correntes de convecção ascendentes.
A rápida troca de material entre a crosta e o manto ocorreu nas chamadas células de convecção, situadas no interior da Terra. As primeiras massas continentais devem ter-se formado dessa maneira, durante o período de 700 milhões de anos entre a formação da Terra e a época de que se conservam os primeiros registros geológicos.
Uma breve visão do desenvolvimento da Terra.
Atmosfera
A atmosfera primitiva da Terra era composta basicamente por metano (CH4), amônia (NH3), vapor d’água (H2O) e hidrogênio (H2). Estes gases foram sendo substituídos pouco a pouco por diversos processos durante a formação da Terra.
A formação da atmosfera secundária da Terra, provavelmente associada à atividade vulcânica, começou na fase de diferenciação do planeta. Como os gases então expelidos eram bastante diferentes dos emitidos pelos vulcões atuais, a primitiva atmosfera secundária do planeta apresentava composição muito diversa, com predomínio de monóxido de carbono, dióxido de carbono, vapor d'água e metano. No entanto, o oxigênio livre não podia estar presente, já que nem os atuais gases vulcânicos contêm oxigênio. O oxigênio hoje presente na atmosfera se formou por meio de dois possíveis processos: primeiro, a radiação ultravioleta proveniente do Sol pode ter fornecido a energia necessária para decompor uma molécula de água (no estado gasoso) em hidrogênio (que escapou para o espaço sideral) e oxigênio livre (que permaneceu na atmosfera). É bem provável que esse processo tenha sido relevante antes do aparecimento das mais antigas rochas conhecidas. O segundo processo, a fotossíntese orgânica, predominou depois.
Para produzir os carboidratos necessários ao desempenho de suas funções vitais, os organismos primitivos, como as algas verde-azuladas (cianobactérias), promovem a reação da água com o dióxido de carbono, liberando oxigênio livre. Comprovou-se que as algas verde-azuladas existem há pelo menos 3,5 bilhões de anos, mas foram necessários 2,2 bilhões de anos para que se formasse, na atmosfera, oxigênio suficiente para o desenvolvimento de grande número de formas de vida.
Formação dos oceanos
A atividade vulcânica do planeta lançou na atmosfera diversos gases, entre os quais vapor d'água. Quando a temperatura superficial da Terra caiu a menos de 100°C, há cerca de 3,5 bilhões de anos, o vapor d'água presente se condensou e deu origem aos oceanos primitivos. As atuais características químicas dos oceanos e seus padrões de sedimentação se fixaram há aproximadamente dois bilhões de anos.
Características físicas
A Terra executa cinco movimentos principais: translação, rotação, precessão de equinócios, nutação e translação para o ápex. O movimento de rotação, no sentido oeste-leste, é o que se realiza ao redor de um eixo que atravessa os pólos. Uma rotação completa da Terra dura 23h56min4s e causa a sucessão dos dias e das noites. O movimento de translação, chamado também de orbital ou de revolução, é o que a Terra executa ao redor do Sol, no período de um ano sideral, ou 365 dias mais 6h8min38s. Esse movimento é a origem do movimento aparente do Sol, de oeste para leste, no plano da eclíptica.
O movimento de precessão dos equinócios foi descoberto por Hiparco no século II a.C. A explicação do fenômeno só surgiu, porém, no século XVII. Foi quando Isaac Newton demonstrou que o Sol e a Lua exercem, sobre as regiões equatoriais da Terra, uma atração em virtude da qual o eixo do planeta, na rotação, descreve um movimento cônico (como o de um pião). Esse movimento ocorre a uma velocidade de cinqüenta segundos por ano e se completa em aproximadamente 26.000 anos. A precessão dos equinócios provoca alteração nas coordenadas das estrelas e na duração das estações.
A nutação foi descoberta no século XVIII, por James Bradley. Consiste numa leve oscilação do eixo terrestre em torno de sua posição média, o que se traduz numa irregularidade no movimento de precessão dos equinócios. A nutação é causada por alterações na relação entre o plano orbital da Lua e o da Terra, que levam a uma variação da influência da Lua sobre a precessão dos equinócios. Essa oscilação se completa em aproximadamente 18 anos e sete meses.
A Terra, juntamente com os outros astros do sistema solar, executa um movimento de translação para um ponto da esfera celeste denominado ápex, que fica entre as constelações de Hércules e da Lira. O movimento tem uma velocidade aproximada de vinte quilômetros por segundo. Em conseqüência disso, as estrelas pertencentes às constelações de Hércules e Lira parecem afastar-se radialmente a partir do ápex.
Gravidade
O campo gravitacional da Terra se manifesta como uma força que atua sobre um corpo livre em repouso e faz com que ele se desloque na direção do centro do planeta. A gravidade da Terra não tem valor fixo. Ocorremvariações, de acordo com a latitude, em virtude da imperfeita esfericidade do planeta e do movimento de rotação. A aceleração média da gravidade ao nível do mar é de 980cm/s2, mas esse valor varia de 978cm/s2 na linha do equador até 983cm/s2 nos pólos. Como a gravidade normalmente é medida no nível do mar, é necessário fazer reduções em seu valor à medida que aumenta a altitude. A força gravitacional da Terra mantém a Lua em órbita ao redor do planeta e também produz marés lunares, deformações que se manifestam na forma de protuberâncias na superfície lunar, detectáveis apenas por instrumentos muito sensíveis. A Lua, em virtude de sua massa relativamente grande, exerce uma força gravitacional que também produz marés na Terra. Essa influência é facilmente observável quando o dia nasce e o nível dos oceanos diminui, embora também ocorram deformações no solo e na atmosfera.
Magnetismo
A Terra se comporta como um gigantesco ímã cujos pólos diferem em poucos graus dos pólos geográficos. A existência desse campo magnético pode ser facilmente comprovada pela orientação que ele exerce sobre as agulhas imantadas. Mais de noventa por cento do campo magnético terrestre é gerado pela eletricidade existente no núcleo externo. Por motivos desconhecidos, a intervalos que variam de centenas de milhares a milhões de anos, a direção do dipolo se inverte, ou seja, o norte se transforma em sul. O campo magnético da Terra se estende por uma enorme região do espaço, chamada magnetosfera, que começa a cerca de 140km da superfície terrestre. Na magnetosfera, o campo magnético do planeta captura partículas eletricamente carregadas (elétrons e prótons de alta energia), a maioria das quais parece ser emitida pelo Sol durante períodos de intensa atividade. Sem a magnetosfera, essas partículas bombardeariam a superfície do planeta e destruiriam a vida. Altas concentrações das partículas capturadas nessa região formam os cinturões de radiação de Van Allen, que exercem importante papel em vários fenômenos geofísicos, como as auroras polares.
A história da terra é subdividida em eons, que são subdivididos nas eras, que são subdivididas em períodos ou sistemas, etc. As subdivisões sucedem-se até ao horizonte, de acordo com o desenvolvimento dos conhecimentos paleontológicos e estratigráficos. Os nomes de subdivisões, como paleozóico ou cenozóico, podem causar estranheza, mas se decompusermos os termos já se tornam compreensivos. Por exemplo, zóico diz respeito à vida animal, e o paleo significa antigo, o meso significa o meio, e ceno significa mais recente. Assim a ordem relativa das três eras das mais antigas para as mais recentes é Paleozóico, Mesozóico e Cenozóico.
Os nomes da maioria dos eons terminam em zóico, porque estes intervalos de tempo são reconhecidos, freqüentemente, com base na vida animal. As rochas formadas durante o Eon Proterozóico contêm fósseis de organismos muito simples, tais como bactérias, algas, e de animais vermiformes. As rochas formadas durante o Eon Fanerozóico apresentam fósseis de organismos complexos de animais e de plantas tais como os répteis, mamíferos e árvores.
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05 – Atmosfera
Vista do espaço, a Terra aparece como uma esfera de coloração azul brilhante. Esse efeito cromático é produzido pela dispersão da luz solar sobre a atmosfera. A atmosfera é uma fina camada de gás que envolve o globo terrestre. Outros planetas do sistema solar também possuem atmosfera, mas a da Terra apresenta uma notável peculiaridade: a composição de seus gases e sua estrutura vertical reúnem as condições necessárias para o desenvolvimento da vida no planeta. Além disso, a atmosfera terrestre é fundamental para toda uma série de fenômenos que se processam na superfície do planeta, como os ventos e os deslocamentos de massas de ar, as precipitações meteorológicas e as mudanças do clima.
Composição da atmosfera
O ar, mistura gasosa que constitui a atmosfera, compõe-se principalmente de oxigênio e nitrogênio. Este representa 78% do volume atmosférico total e mantém uma estrutura diatômica até 200km de altitude. O nitrogênio, que atua como suporte dos demais componentes da atmosfera, tem grande importância para os seres vivos, pois, ao ser fixado nos solos pela ação de diversas bactérias e outros microrganismos, é absorvido pelas plantas, na forma de proteínas vegetais.
O oxigênio, que ocupa cerca de 21% do volume da atmosfera, apresenta diversas estruturas atômicas, conforme a altitude, e é responsável pelos processos respiratórios dos seres vivos. Outros componentes da atmosfera são o argônio, o dióxido de carbono, indispensável à fotossíntese, e, em quantidades ínfimas, hidrogênio e gases como neônio, xenônio, hélio, criptônio e radônio.
A concentração de vapor d'água na atmosfera varia muito em função das condições climáticas das diferentes regiões do globo, embora, de forma geral, os níveis de evaporação e precipitação sejam compensados, até chegar a um equilíbrio em todo o planeta. O vapor d'água em suspensão no ar encontra-se principalmente nas camadas baixas da atmosfera (75% abaixo de quatro mil metros de altura) e exerce o importante papel de regulador da ação do Sol sobre a superfície terrestre.
Estrutura vertical da atmosfera
Supõe-se que a atmosfera tenha cerca de mil quilômetros de espessura, com 99% de sua densidade concentrada na camada inferior, até vinte quilômetros de altitude. Acima desse nível, o ar se torna rarefeito e perde a homogeneidade de sua composição, de modo que na exosfera, zona limítrofe ao espaço interplanetário, moléculas isoladas de gás escapam à ação do campo gravitacional terrestre.
O estudo da evolução térmica segundo a altitude revelou a existência de diversas camadas atmosféricas superpostas, caracterizadas por comportamentos distintos.
Troposfera: A parte inferior da atmosfera chama-se troposfera e responde por oitenta por cento do peso atmosférico. Apresenta uma espessura média de 12km, atingindo 16km nos trópicos e reduzindo-se para sete quilômetros nos pólos. Sua principal característica é a redução na temperatura do ar à razão de 0,55o C por cem metros de altitude, embora ocorram casos isolados de inversão térmica, quando a temperatura sobe com o aumento da altitude. A troposfera é agitada sem cessar por movimentos verticais e horizontais, que causam condensação, formação de nuvens e precipitação. Todos os processos meteorológicos se desenvolvem na troposfera. A parte inferior dessa camada, até três mil metros de altura, denomina-se biosfera e está submetida à ação dos ventos e da troca de massas de ar com a chamada camada livre, situada no nível imediatamente superior e na qual os ventos são mais fortes e constantes. Na troposfera, a pressão atmosférica também decresce quando a altitude aumenta. Ao nível do mar, a pressão média é de 1.103 milibares; nas primeiras centenas de metros acima desse nível, a pressão cai à razão de um milibar a cada oito metros. À medida que se ascende nessa camada, aumenta o número de metros necessários para provocar a mesma queda de pressão, conforme a redução progressiva da densidade do ar. Acima da troposfera, há uma camada de transição, a tropopausa, onde a temperatura torna-se constante.
Estratosfera: A segunda camada da atmosfera, chamada estratosfera, situa-se entre 12 e 50km de altitude. Apresenta pequena concentração de vapor d'água e temperatura constante até a região limítrofe, denominada estratopausa, quando começa a subir. Na sua parte inferior, flui uma corrente de ar em jato, conhecida como jet stream, que exerce considerável influência na meteorologia das zonas temperadas. Na estratosfera, entre trinta e cinqüenta quilômetros, encontra-se a ozonosfera, na qual moléculas de ozônio absorvem a radiação ultravioleta proveniente do Sol, impedindo seus efeitos prejudiciais sobre os seres vivos. Nessa camada, o ar começa a aquecer-se em conseqüência das reações fotoquímicas que ocorrem entre o ozônio e os raios ultravioleta, de maneira que, aos cinqüenta quilômetros dealtitude, a temperatura aumenta até atingir cerca de 10oC positivos.
Mesosfera: Após a estratopausa, surge uma nova camada, a mesosfera, que se caracteriza por uma rápida queda na temperatura até noventa quilômetros de altura, nível no qual os gases atmosféricos caem a –90oC.
Ionosfera: Acima da mesosfera, separada pela mesopausa (nova camada de transição), começa a ionosfera, também conhecida como termosfera ou quimiosfera, que alcança, aproximadamente, 500km de altitude. Nessa camada, átomos isolados de oxigênio e nitrogênio entram em reação, ao absorver as radiações solares de onda curta (raios X e raios gama), e dissociam-se em íons, os quais, por sua vez, absorvem parte das radiações ultravioleta. As forças eletromagnéticas aí atuantes determinam o comportamento das partículas atômicas da ionosfera, cujo limite inferior localiza-se na zona extrema do campo gravitacional terrestre, razão por que sua camada influi de maneira significativa na propagação de ondas eletromagnéticas.
Exosfera: Entre 500 e mais de 1.000km de altura estende-se a exosfera. É nessa região que se produzem as auroras polares e onde ocorre o intercâmbio entre as moléculas de gases atmosféricos e os micrometeoritos provenientes do espaço exterior.
Magnetosfera: A última camada, de limite impreciso, denomina-se magnetosfera, definida em função da influência do campo magnético terrestre sobre as partículas eletrizadas que rodeiam o planeta, até uma distância de 95.000km.
Atmosfera e superfície terrestre
A atmosfera e, sobretudo, a troposfera atuam como fatores reguladores da temperatura e umidade da superfície terrestre. As camadas superiores da atmosfera refletem para o exterior quarenta por cento da radiação solar; 17% são absorvidos pelas camadas inferiores (o vapor d'água e o dióxido de carbono absorvem os raios infravermelhos, e o ozônio, os ultravioleta); e os 43% restantes alcançam a superfície terrestre, que, por sua vez, reflete cerca de dez por cento dessas radiações solares.
A inclinação dos raios solares em função da latitude e a quantidade de vapor d'água nas diferentes regiões do globo determinam o grau de penetração desses raios na superfície. Cerca de 33% da energia solar é absorvida pelo solo, embora seja em parte liberada durante a noite, ficando parcialmente retida na troposfera pelo vapor d'água. Dessa forma, as temperaturas da superfície são reguladas de maneira que não sofram variações bruscas, exceto nas zonas onde a espessura da troposfera é menor (cordilheiras) e onde o teor de vapor d'água é reduzido (deserto e regiões de clima continental).
Na troposfera, o ar se desloca tanto no sentido horizontal (ventos), devido a variações de temperatura e pressão, como no sentido vertical, em conseqüência da temperatura (o ar quente, de menor peso, eleva-se) ou dos acidentes do terreno.
A atmosfera constitui um complexo sistema de compensações e inter-relações de temperatura, pressão e umidade, que mantém um equilíbrio dinâmico entre os fenômenos climáticos das diferentes regiões da Terra. A ação do homem pode provocar alterações nesse equilíbrio, em decorrência do lançamento de gases tóxicos ou outras substâncias na atmosfera. Por exemplo, a emissão de clorofluorcarbonetos (CFC) que está causando a destruição da camada de ozônio, o que ameaça a vida no planeta.
06 - O interior da Terra
Como se podem conhecer as camadas geológicas abaixo de nossos pés e outras estruturas localizadas no interior e no centro da Terra, situado a cerca de 6370 km de profundidade? Por meio de perfurações o homem tem acesso, direto, apenas, aos primeiros quilômetros. Daí, para baixo, são, principalmente, as ondas sísmicas, que revelam conhecimentos sobre o interior de nosso Planeta.
A propagação das ondas sísmicas produzidas pelos terremotos ou fontes artificiais varia de velocidade e de trajetória em função das características do meio elástico em que trafegam. A correta interpretação do registro dessas ondas, através dos sismogramas, permite inferir valores de velocidade e densidade tanto em rochas no estado sólido, ou parcialmente fundidas, como naquelas situadas próximas da superfície ou em grandes profundidades. Dessa forma, é possível comprovar suposições sobre o estado dessas estruturas internas e outros processos geológicos dentro do interior da Terra.
A imagem que se tem sobre o interior da Terra, baseada principalmente nos conhecimentos da sismologia, está sumarizada na Figura ao lado. O interior da Terra possui três principais camadas: a Crosta, uma fina casca que envolve todo o planeta, o Manto (círculo amarelo) e o Núcleo que se subdivide em “núcleo externo” (círculo laranja) e “núcleo interno” (círculo vermelho). Essas camadas foram descobertas pela análise da refração e da reflexão de ondas sísmicas.
Crosta
A camada mais externa e delgada da Terra é chamada Crosta, cuja espessura média varia de 7 a 35 km ao longo de uma seção cortando áreas continental e oceânica, como mostrado na figura acima. Nas regiões montanhosas a crosta pode alcançar 65 km de espessura. A mesma figura sugere que a Crosta Continental flutua acima de material muito denso do manto, à semelhança dos icebergs sobre os oceanos. Esse é o Princípio da Isostasia que assegura que as "leves" áreas continentais flutuem sobre um Manto de material mais denso. Assim, a maior parte do volume das massas continentais posiciona-se abaixo do nível do mar pela mesma razão que a maior parte dos icebergs permanece mergulhada por debaixo do nível dos oceanos. Trabalhos sismológicos vêm corroborando informações quantitativas para o mecanismo da isostasia.
Princípio da Isostasia
Assim como o iceberg e o navio flutuam, o volume relativamente leve da Crosta Continental, projetado no Manto, permite a “flutuação” da montanha.
O limite entre a Crosta e o Manto foi descoberto pelo sismólogo croata Andrija Mohorovicic, em 1909 e é chamado de Descontinuidade de Mohorovicic, ou Moho, ou simplesmente M. Apesar de bastante variada, a Crosta pode ser subdividida em: Crosta Continental: Menos densa e geologicamente mais antiga e complexa, normalmente apresenta uma camada superior formada por rochas graníticas e uma inferior de rochas basálticas, e Crosta Oceânica: Comparativamente mais densa e mais jovem que a continental, sendo normalmente formada por uma camada homogênea de rochas basálticas.
Manto
A porção mais volumosa (80%) de todas as camadas internas é o Manto. Divide-se em Manto Superior e Manto Inferior. Situa-se logo abaixo da Crosta e estende-se até quase a metade do raio da Terra. A profundidade do contato Manto-Núcleo (2.900 km) foi calculada pelo sismólogo Beno Gutenberg, em 1913. O Manto é grosseiramente homogêneo, formado essencialmente por rochas ultrabásicas e oferece as melhores condições para a propagação de ondas sísmicas (para distâncias epicentrais entre 2.500 e 10.000 km) recebendo a denominação de “janela telessísmica”.
No período de 1965 a 1970, os geólogos e geofísicos concentraram seus esforços para pesquisar as primeiras centenas de quilômetros abaixo da superfície terrestre como parte do Projeto Internacional do Manto Superior. Muitas descobertas importantes foram feitas entre elas a definição de “litosfera” e “astenosfera” com base em modelos de velocidades das ondas S.
Litosfera: É uma placa com cerca de 70 km de espessura que suporta os continentes e áreas oceânicas. A Crosta é a camada mais externa dessa porção da Terra. A litosfera é caracterizada por altas velocidades e eficiente propagação das ondas sísmicas, implicando condições naturais de solidez e de rigidez de material. A litosfera é a responsável pelos processos da Tectônica de Placas e pela ocorrência dos terremotos. 
Astenosfera: É também chamada de zona de fraqueza ou de baixa velocidade pela simples razão do decréscimo da velocidade de propagação das ondas S. Nessa região, em que se acredita que as rochas estão parcialmente fundidas, as ondas sísmicas são mais atenuadas do que em qualquer outra parte doGlobo. A astenosfera, que se estende até 700 km de profundidade, apresenta variações físicas e químicas. É importante assinalar que é o estado não sólido da astenosfera que possibilita o deslocamento, sobre ela, das placas rígidas da litosfera. O Manto Inferior, que se estende de 700 km até 2900 km (limite do Núcleo), é uma região que apresenta pequenas mudanças na composição e fases mineralógicas. A densidade e a velocidade aumentam gradualmente com a profundidade da mesma forma que a pressão.
Núcleo
Apesar de sua grande distância da superfície terrestre, o Núcleo também não escapa das investigações sismológicas. Sua existência foi sugerida pela primeira vez, em 1906, por R.D. Oldham, sismólogo britânico.
A composição do Núcleo foi estabelecida comparando-se experimentos laboratoriais com dados sismológicos. Assim, foi possível determinar uma incompleta, mas razoável, aproximação sobre a constituição do interior do Globo. Ele corresponde, aproximadamente, a 1/3 da massa da Terra e contém principalmente elementos metálicos (ferro e níquel = NiFe). 
Em 1936, Inge Lehman, sismóloga dinamarquesa, descobriu o contato entre o Núcleo Interno e o Núcleo Externo. Esse último possui propriedades semelhantes aos líquidos o que impede a propagação das ondas S. O Núcleo Interno é sólido e nele se propagam tanto as ondas P como as S.
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07 - Relevo
O relevo terrestre pode ser definido como a feição do planeta, que está dividido em planaltos e planícies. As terras emersas compõem 30% da superfície, com altura média de 840 m. O ponto mais elevado do planeta é o monte Everest, com 8.848m. A maior depressão absoluta é o mar Morto, um mar interior, que está 394m abaixo do nível do oceano.
As grandes formas de Relevo
Relevo é o conjunto das diferenças de nível da superfície da crosta terrestre resultantes de mudanças que podem durar milhões de anos. O relevo é formado por dois tipos de força que atuam simultaneamente: as internas e as externas.
As grandes formas do relevo terrestre correspondem às chamadas plataformas ou crátons, às cadeias orogênicas e às bacias sedimentares. As plataformas ou crátons, conhecidos por escudos antigos, são terrenos estáveis, quase não apresentam tremores de terra e possuem o aspecto de baixos planaltos ou depressões, dependendo da posição ocupada. Como exemplos: o escudo das Guianas, o Brasileiro, o Canadense, o Saariano, entre outros. Essas estruturas são muito antigas, com idades entre 900 milhões e 4,5 bilhões de anos, portanto, bastante desgastados pelos processos erosivos. As bacias sedimentares são formações mais recentes que os crátons, que se originaram nos últimos 600 milhões de anos pelo processo de deposição marinha, glacial ou continental.
O acúmulo de materiais sedimentares originou rochas sedimentares, que às vezes são superiores a 5 km. Uma das principais é a Amazônia. As cadeias orogênicas, também chamadas de cinturões orogênicos e de dobramentos modernos, são as formas mais elevadas do relevo terrestre, como os Andes, na América do Sul; Cáucaso e Himalaia, na Ásia, dentre outras. São ainda mais recentes que as bacias sedimentares, em torno de 100 milhões de anos. A maioria encontra-se situada nas bordas dos continentes, sobretudo no Pacífico, Índico e Mediterrâneo. Para que essas cadeias montanhosas se formassem, foram necessários fenômenos de vulcanismo, tremores de terra, falhamentos e intrusões. Em função da movimentação das placas tectônicas e dos ciclos erosivos, surgiram e desapareceram bacias sedimentares e cadeias montanhosas. No Brasil, há evidências de bacias sedimentares e de cadeias orogênicas antigas, com idade superior a 3,5 bilhões de anos.
Dois são os processos envolvidos na formação do relevo: os endógenos ou internos e os exógenos ou externos. Em ambos, há forças de diferentes intensidades, capazes de gerar transformações muito bruscas e repentinas ou lentas e demoradas.
Também chamadas de agentes endógenos, as forças internas são responsáveis pela criação do relevo. Originam-se da crosta da Terra ou do manto (camada localizada abaixo da crosta), abrangendo o tectonismo, o vulcanismo e os abalos sísmicos.
O tectonismo compreende movimentos lentos na crosta terrestre que provocam o deslocamento dos continentes. Esses podem ser verticais ou horizontais. Os verticais levantam ou rebaixam a crosta em longo espaço de tempo e acontecem, por exemplo, na península Escandinava (norte da Europa), que, a cada século, sobe 38 cm. Os horizontais são deslocamentos intensos que levam à formação das cadeias de montanha. Ocorrem nas áreas de choque das placas tectônicas e causam grandes enrugamentos ou dobras, que chegam a atingir quilômetros de altitude.
O vulcanismo atua quando o magma, rochas em fusão vindas do manto terrestre, atinge a superfície e os abalos sísmicos quando tremores na superfície terrestre provocam movimentação entre blocos de rochas situados na crosta.
A força endógena é a energia interna da Terra e se expressa através da tectônica de placas. Tais forças promovem o surgimento dos continentes pelo processo de epirogenia e geram o dobramento das bordas dos continentes pelo processo de orogenia. Uma vez que a energia desprendida tanto na epirogenia como na orogenia é brutal, acontecem simultaneamente outros fenômenos, como o vulcanismo, os falhamentos e os fraturamentos. A orogênese ocorre nas áreas de depósitos sedimentares, constituídos de materiais mais plásticos, portanto, podem ser “dobrados” e terem o aspecto de serras ligeiramente paralelas entre si.
Os processos exógenos são responsáveis pela esculturação das formas do relevo, a partir da ação dos agentes atmosféricos, ou seja, dos ventos, da água em seus vários estados físicos e da temperatura. As forças externas formam o conjunto de elementos que modelam o relevo terrestre. Os principais são o intemperismo e a erosão. O intemperismo, processo de degradação das rochas provocado pelo clima, pode ser físico – as rochas sofrem mudanças no tamanho e no formato em função dos contrastes térmicos entre o dia e a noite – ou químico – a ação da água altera a composição química das rochas. Já a erosão é causada pela água da chuva e dos rios, pelo vento, pelo gelo e pelo mar, que transportam os sedimentos desagregados depositando-os em outros lugares.
Conforme o ambiente climático, um agente pode provocar mais desgaste que outros. No deserto, por exemplo, a temperatura e o vento predominam. Já nas áreas quentes e úmidas dos trópicos é a ação química da água e do calor. Contudo, a ação física e a química dos diversos agentes se dão de forma simultânea. À medida que a temperatura atmosférica se eleva, os minerais das rochas se dilatam e, assim que sua temperatura cai, os minerais se contraem. Nesse processo, a rocha vem a se fraturar. Nas áreas frias, o gelo que se acumula nos poros e reentrâncias das rochas também ocasiona a sua fragmentação. A meteorização química resulta da ação química da água sobre os minerais das rochas, alterando a forma e provocando o rebaixamento do relevo. Quanto mais quente e úmido o clima, maior é a erosão química. Assim, nas áreas tropicais, por exemplo, as formas de relevo costumam apresentar os topos arredondados ou convexizados.
Ao mesmo tempo em que se verifica a meteorização química e física das rochas, ocorre o transporte do material desgastado pela ação das águas pluviais e fluviais, do gelo e dos ventos. Ao serem transportados, os materiais esculpem o relevo e conferem novas paisagens ao ambiente, como o gelo e a neve, que, ao escoarem pelos vales dos altos relevos, depositam nas áreas mais baixas quantidades de areias, seixos e material mais fino, na forma de pequenos montes, que se avolumam ao lado de pequenos e grandes lagos.
Portanto, os processos erosivos estão ligados aos ambientes climáticos em que se desenvolvem e demonstram a forte interação entre as esferas inorgânicas: a litosfera, a hidrosfera e a atmosfera.
FORMAÇÃO DO RELEVO
O relevo é formado a partir de agentes internos e externos.Os agentes internos são as forças do interior da Terra, como o vulcanismo, o tectonismo e os abalos sísmicos.
Os fatores externos são aqueles provocados por agentes localizados na superfície terrestre, como ventos, chuvas, insolação, enchentes de rios, marés, animais, vegetação e a ação do homem com obras como, por exemplo, o represamento de um rio.
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FENÔMENOS TECTÔNICOS
Ao se movimentar, as placas tectônicas se chocam entre si provocando alterações no relevo. A cada choque, a placa que apresenta menor viscosidade (mais aquecida) afunda sob a mais viscosa (menos aquecida). A parte que penetra tem o nome de zona de subducção.
Montanhas – O choque das placas também enruga a superfície, formando as cadeias de montanhas. A última grande movimentação das placas deu-se na era Cenozóica, no período Terciário, dando origem aos dobramentos modernos: Himalaia (do choque entre as placas sob a Índia e a Ásia), dos Andes e dos Alpes, cadeia do Atlas e das Rochosas.
Fossas abissais – São profundas depressões na superfície do planeta, em geral situadas no fundo dos oceanos e mares. Resultam das zonas de subducção. As fossas abissais mais profundas são:
Fossa das Marianas : 11.022 m – oceano Pacífico;
Fossa de Porto Rico: 9.215 m – oceano Atlântico;
Fossa de Java: 7.450 m – oceano Índico .
Vulcões – Resultam do levantamento das camadas internas da crosta por movimentos no interior da Terra. Estão concentrados nas chamadas zonas orogenéticas modernas, ou simplesmente Círculo de Fogo, que compreende o litoral Pacífico da América, litoral Pacífico da Ásia e da Oceania, além de um semicírculo que vai desde a América Central, atravessando o Atlântico, sul da Europa e Ásia, até se encontrar com o sudeste asiático.
Terremotos – São provocados pelo atrito entre as placas tectônicas ou por violentas erupções vulcânicas. O atrito entre placas acumula tensões nas rochas, que sob pressão se quebram. Quando isso ocorre, a energia é liberada em ondas que se propagam em grande velocidade. É o que acontece na região de Los Angeles e São Francisco, na Califórnia, EUA, ao longo da falha de San Andrés, ponto de encontro e fricção entre placas da América do Norte e do Pacífico.
A camada mais superficial da Terra - a litosfera - divide-se em partes menores chamadas placas tectônicas, que se movimentam lentamente, ocasionando um contínuo processo de esforço e deformação nas grandes massas de rocha. Quando o esforço é grande e supera o limite de resistência da rocha, esta se rompe - originando uma falha geológica - e acontece o terremoto. Parte da energia acumulada é então liberada sob a forma de ondas elásticas, que podem se propagar em todas as direções, fazendo o terreno vibrar intensamente. Esse processo é o causador da maioria dos terremotos. Normalmente, a ruptura das rochas só acontece em profundidade. Nos sismos menores é comum o terreno se deslocar somente alguns centímetros ao longo da falha geológica. Portanto, a ruptura da rocha é o mecanismo pelo qual o terremoto é produzido.
Ondas sísmicas
A quase totalidade dos terremotos tem origem tectônica, isto é, estão associados a falhamentos geológicos. Entretanto, terremotos podem ser também ocasionados por atividades vulcânicas ou pela própria ação do homem que, neste caso, recebe a denominação de sismos induzidos. Como exemplos significativos temos os sismos produzidos por explosões nucleares ou gerados pela criação de grandes reservatórios hidrelétricos.
	Os maiores eventos tanto de origem induzida quanto vulcânica sempre apresentam magnitudes muito inferiores aos grandes terremotos tectônicos.
Traço da falha de Santo André na planície de Carrizo (California)
Efeito do deslocamento de 2,5 metros da falha de Santo André em uma cerca no condado de Marin, California (1906)
No oeste da América do Sul, o afundamento da placa de Nazca sob a placa continental, que originou a cordilheira dos Andes, é também responsável pelos freqüentes terremotos na região.
Escala Richter – A quantidade de energia liberada por um abalo sísmico, ou sua magnitude, é medida pela amplitude das ondas emitidas segundo o parâmetro da escala de Richter, que vai de zero a 9 pontos.
Escala Mercalli – O poder de destruição de um terremoto é medido pela escala Mercalli, de zero a 12 pontos de intensidade.
O abalo que destruiu a Cidade do México, em 1985, teve magnitude 8,1 e intensidade 10.
A escala mais utilizada para medir a magnitude dos terremotos é a criada pelo sismólogo norte-americano Charles Francis Richter. A escala Richter varia de zero a 9 graus e calcula a energia liberada pelos tremores. A cada ano há mais de 300 mil tremores na Terra, de intensidade entre 2 e 2,9 graus da escala Richter. Terremotos muito fortes (de cerca de 8 graus) costumam acontecer em intervalos de cinco a dez anos. Outra escala muito usada é a Mercalli‑Sieberg, que mede os terremotos a partir da extensão dos danos causados por eles. Dependendo da localização do epicentro, um terremoto pode ser muito ou pouco destrutivo, embora a quantidade de energia liberada seja a mesma. A escala Mercalli-Sieberg divide os tremores em doze categorias, classificadas em algarismos romanos:
Fracamente percebido até mesmo nos edifícios mais elevados;
Sentido por pessoas nos andares mais altos dos prédios;
Percebido por quem está na rua. Equivale à passagem de um caminhão sem carga. Objetos pendurados nas paredes balançam;
Equivale à passagem de um caminhão pesado. As janelas e as peças de louça sacodem;
Pode acordar quem esteja dormindo. Trinca as paredes mais frágeis;
Percebido por todos. Quadros caem das paredes;
Trinca paredes sólidas e derruba chaminés altas. As pessoas têm dificuldade para ficar de pé. Sinos de igrejas tocam;
Danifica construções de alvenaria;
Arruína tubulações subterrâneas. A maioria das construções desaba. Rachaduras aparecem no chão;
Pontes são destruídas;
Trilhos de ferrovias dobram. Todos os canais subterrâneos ficam fora de serviço;
Destruição total. Objetos são atirados ao ar. Todas as construções são completamente derrubadas, como se arrasadas por uma bomba nuclear, e há mudança aparente na paisagem. 
Os terremotos apresentam duas ondas que se espalham com velocidades e intensidades diferentes. Primeiramente, ocorrem as ondas P, rápidas e fracas, um aviso do por vir... Então, após alguns instantes de tranqüilidade, vêm as ondas S, lentas e destrutivas. 
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08 - TECTONISMO
Tectonismo é a força resultante das ações internas do planeta, podendo ser apresentado de duas maneiras:
Orogênese: quando as forças ocorrem horizontalmente em áreas de dobramentos modernos, geralmente têm curta duração. A orogênese ou dobramento caracteriza-se por movimentos horizontais de grande intensidade que correspondem aos deslocamentos da crosta terrestre. Quando tais pressões são exercidas em rochas maleáveis, surgem os dobramentos, que dão origem às cordilheiras. Os Alpes e o Himalaia, dentre outras, originaram-se dos movimentos orogênicos.
Epirogênese: quando as forças ocorrem internamente no sentido vertical em áreas estáveis (possuem estrutura geológica antiga, apresentado maior resistência às pressões), podendo ser negativos (abaciamentos) ou positivos (entumescên​cias), de áreas da crosta, sendo de longa duração. A epirogênese ou falhamento consiste em movimentos verticais que provocam pressão sobre as camadas rochosas resistentes e de pouca plasticidade, causando rebaixamentos ou soerguimentos da crosta continental. São movimentos lentos que não podem ser observados de forma direta, pois requerem milhares de ano para que ocorram.
Diversas teorias tentam explicar o mecanismo pelo qual se produz o movimento que gera a formação de montanhas na superfície da Terra. Desde a década de 1960, a mais aceita é a teoria da tectônica de placas, segundo a qual as cadeias de montanhas se produzem como resultado de choques entre as grandes placas que formam a crosta terrestre. Orogênese ou orogenia é o nome dado aos movimentos