Revisão de Geologia Geral

Prévia do material em texto

UFRB - Universidade Federal do Recôncavo da Bahia
Centro de Ciências Exatas, Biológicas e Ambientais
Disciplina:
GEOLOGIA GERAL
Professores:
Thomas Vincent Gloaguen – tgloaguen@gmail.com
PLANETOLOGIA
Origem do planeta Terra
Criação e História do Universo
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
História do Universo
Paradoxe de Olbers
PORQUE O CEÚ É ESCURO A NOITE?
Até o início do século XX
A história e constituição do universo eram desconhecidos.
Considerava-se por razão mais esprituais que científicas que o 
universo estava estático, eternal, homogêneo e infinito
Paradoxo: se tiver uma infinidade de estrelas, deveria-se enxergar 
uma estrela em qualquer direção que olhar
EXPLICAÇÕES?
Absorção da energia luminosa das estrelas pela interstelar. 
PROBLEMA: conservação da energia ����
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
História do Universo
Cálculo da idade do universo numa escala MACRO
1924
• Hubble e Humason observam as estrelas e concluem, após cálculo 
da velocidade de deslocamento das galáxias, que as galaxias se 
afastam do nosso ponto de observação, em todas as direções.....
Observou-se também que quanto maior a distância, 
maior a velocidade de afastamento
Significa que numa época passada, elas se situavam 
num ponto único, o tempo 0
12 > IDADE UNIVERSO > 15 bilhões anos
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
História do Universo
Cálculo da idade do universo numa escala MICRO
A desintegração radioativo natural de alguns elementos é extremamente 
longa
Ex: 232Th � 208Pb Periódo de 14 bilhões de anos
� Medições da proporção Th/Pb
� 10 > IDADE UNIVERSO > 17 bilhões anos
(confirmação)
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
História do Universo
Idade finito confirmada: 13,7.109 anos
Isso resolve o paradoxe de Olbers: não podemos observar 
objetos situados a uma distância maior do que 13,7.109
anos-luz (a luz ainda não teve tempo de chegar até nós) !
No passado?
Considerando o efeito inverso da expansão do 
universo, chegamos no conclusão que 13,7.109 anos 
atrás, chegamos a um limite no qual todo o universo se 
concentrava num ponto/instante único, chamado Big-
Bang
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
História do Universo
Tempo = 0 ??
Espaço = 0 ??
10-43 s = parede de Planck*
Antes deste momento, as nossas teorias físicas se 
desmoronam (absolutamente nada se sabe, e nem se 
imagina..!!! entre o tempo 0 e 10-43s)
Distância = neste instante, o universo tinha somente 10-33
cm = 10 milhões de bilhões de vezes menor do que o 
menor átomo (H).
Temperatura = 1032 oK
Densidade = 1094 vezes a densidade da água
*Max Planck foi o fundador da teoria quântica 
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Criação dos elementos - Nucleosíntese
“SOPA ORIGINAL”
Fóton
Partícula virtual
Neutrino
Elétron
Quark
Próton
Neutron
10-42 s
10-32 s
10-6 s
10-4 s
1 s
1032 K
1026 K
1012 K 1010 K
Quark U Quark D
Neutro
Próton
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Criação das atomos, moléculas e corpos celestes
1 s 1 min
3 min
3 bilhões anos 10 bilhões anos
1010 K
109 K
106 K 10 K 2,7 K
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Estrutura interna de uma 
estrela
Reações em série que 
cria progressivamente 
todos os atomos, dos 
mais leves (H, He) até
os mais pesados 
(Fe, Ni, U) 
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Proporção 
dos 
elementos 
químicos no 
universo
3AlAlumínio
2NaSódio
34FeFerro
40MgMagnésio
38SiSilício
19SEnxofre
98NeNeônio
690OOxigênio
2NiNíquel
2CaCálcio
4ArArgônio
87NNitrogênio
420CCarbono
68.000HeHélio
1.000.000HHidrogênio
No de átomos por milhão 
de átomos de H
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O Sistema SolarO Sistema Solar
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O Sistema Solar
• Formação do nosso sistema
1) Disco de poeira
Condensação dos metais (início da 
diferenciação)
Condensação dos grãos de rochas
2) Começo do fenômeno de acreção
3) Aparição de perturbações gravitacionais e 
formação de protoplanetas
4) Fortes tempestades solares (vento solar), 
eliminação dos “rabos” de acreção
5) Início da diferenciação interna dos planetas
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
A u t o r – T h o m a s G l o a g u e n
A u t o r – T h o m a s G l o a g u e n
O Sistema Solar
• O sistema solar é composto de uma estrela de dimensão 
média, o SOL, formado há 4,56 Ga (metade da vida)
• SOL = 99,8% da massa do sistema solar
Composição: 
75% H ; 25% He (massa)
92,1% H ; 7,8% He (mol=no partículas) 
ENERGIA na forma de radiações solares pela 
transformação : H � He
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O Sistema Solar
Outros corpos celestes?
�Sol
�Planetas: 
Júpiter
Outros planetas
�Satélites
� Asteróides 
� Cometas
Além de poeira e gás
99,8%
0,1%
0,1%
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O Sistema Solar
•Quantos planetas?
Em fevereiro de 2006: 150 objetos celestes similares a 
Plutão já eram identificados (chamados plutinos). Eris, 
objeto de diâmetro maior do que o de Plutão, chegou a 
ser considerado o décima planeta
Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno, Plutão...........
(Céres), (Sedna), (Eris), (Xena)...??
� Plutão? 
Planeta a mais afastada e desconhecida: O último planeta a ser descorberta
(1930). O primeiro sobrevôo será realizado somente em 2015 após uma viagem 
da sonda New Horizons de 6,4 bilhões de km.
Planeta atípica: um satélite cujo baricentro da sua órbita não se situa no interior 
de Plutão, e diferença de massa planeta/satélite a menor de todo o sistema solar, 
e grande inclinação do órbito
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O Sistema Solar
Em Agosto de 2006, o sistema solar perdeu uma planeta!!
A União Astronômica Internacional decidiu por um voto oficial de dar uma 
definição “definitiva” do termo planeta, definição que exclue plutão 
• � Definição de um planeta? Três critérios
1) Deve ser em órbita ao redor do sol
2) Deve ter uma massa e uma gravidade suficiente para ser esférica 
3) Deve ser uma massa bem superior à massa dos outros corpos tendo órbitas 
vizinhas, e dominar gravitaramente esta zona do sistema solar.
� OITO planetas satisfazem estas condições: o sistema “perde” um planeta!
� Procura da estabilidade: com o que a gente sabe sobre o sistema solar, é quase 
impossível descobrir um outro corpo que possa ser qualificada de planeta
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Descorberta do sistema solar
• Voyager 1 e 2: sondas espaciais 
lançadas em 1977, concebidas para 
fotografar Júpiter e Saturno.
• Os engenheiros, por precaução, incluir 
Urano e Netuno no rota.
Atinge Júpiter em 1979
Atinge Uranoem 1986
Atinge Netuno em 1989
14 dezembro de 2004: 1º objeto concebido pelo homem a sair da heliosfera
(limite da influência do sol)
15 agosto de 2006: atinge a distância gigantesca de 100 unidades
atronômicas (UA) = 15 bilhões de km
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
FOTO TIRADA POR 
VOYAGER 1 EM 1991 
A UMA DISTÂNCIA DA 
TERRA DE 6,4 bilhões de km
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Órbitas elípticas de pequena excentricidade
Plano básico chamado eclíptica
4 planetas telúricos - as mais próximos ao sol 
4 planetas jovianos - as mais distantes do sol
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O Sistema Solar
Características físicas dos planetas: relação com a Terra
Planetas externos ou jovianos: � diâmetro grande (> 45 000 km) 
� densidade ≈ densidade do Sol
Planetas internos ou telúricos: � diâmetro pequeno (< 12 756 km)
� densidade ≈ densidade da Terra
Densidade
1,6
1,2
0,7
1,3
3,9
5,5
5,3
5,4
UA = 150 milhões de km
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
� Densidade ≈ 5 kg.dm-3
� Composição das planetas telúricas é
aproximadamente igual
� Rochas: silicatos (66%)
� Metais: ferro e níquel (33%)
� Muito O e pouco H
� Diferenciação do planeta em camadas concêntricas com 
uma crosta e um manto ricos em sílica e um núcleo rico em 
Fe-Ni
� Atmosfera fina e rarefeitas
� Poucos satélites
Planeta telúricoPlaneta telúrico
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
crosta
manto
Núcleo externo
Núcleo interno
Planeta telúrico
Ex: a Terra
Planeta telúrico
Ex: a Terra
SILICATOS
FERRO 
NÌQUEL
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
� Planeta mais primitivo
� Densidade ≈ 1/2 kg.dm-3
� Composição : basicamente H e He
� Estado gasoso sem diferenciação interna aparente. 
Gigante gasoso
� Atmosfera muito espessa
�Muitos satélites pela massa elevada do planeta
Planeta externoPlaneta externo
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Hidrogenio gazoso
Hidrogênio molecular líquido
Núcleo rochoso
e metalico
Planeta joviano
Ex: Júpiter
Planeta joviano
Ex: Júpiter
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Crosta 
(silicatos)
Crosta 
(silicatos)
Crosta (silicatos)Crosta (silicatos)
Manto 
(silicatos)
Manto 
(silicatos)
Manto 
(silicatos)
Núcleo 
(Fe-Ni)
Núcleo 
(Fe-Ni)Núcleo (Fe-Ni)
Núcleo
(Fe-Ni sólidos)
Mercúrio
Terra Marte
Vênus
Manto 
(silicatos)
Núcleo
(Fe-Ni líquidos)
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Hidrogeno molecular
Júpiter Saturno
Urano Netuno
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Núcleo
(Rochas-Gelo)
Hidrogeno molecular
Hidrogeno, hélio, metanoHidrogeno, hélio, metano
Hidrogeno 
metálico
Hidrogeno 
metálico
Manto (gelo)
Manto 
(gelo)
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O
 inferno na T
erra
A u t o r – T h o m a s G l o a g u e n
A diferenciação interna dos
planetas telúricas
A diferenciação interna dos
planetas telúricas
A partir de uma matéria inicialmente 
fundida, formação do núcleo e
solidificação de um oceano magmático
A partir de uma matéria inicialmente 
fundida, formação do núcleo e
solidificação de um oceano magmático
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
Idade da solidificação
Os minerais os mais antigos: zircônio de Jack 
Hills, oeste da Australia (4400 milhões de anos)
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O primeiro
mineral
• Um zircônio ZrSiO4
formado num granito
velho de 4,40 bilhões de 
anos atesta da rápida
formação da crosta
terrestre
� Camada isolante (crosta) 
que permitiu preservar o 
calor interno
Wilde et al. (2001)
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n
O terreno estável o mais velho:
Isua, Groenland (3,85 bilhões de anos)
A
u
t
o
r
 
–
T
h
o
m
a
s
 
G
l
o
a
g
u
e
n