Geoquimica I 1 T Introdução Origem dos Elementos

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Geoquímica I 
 
Introdução à disciplina; 
Origem dos Elementos Químicos, do Sistema Solar e da 
Terra 
 
Universidade Federal de Sergipe 
Departamento de Geologia 
Professor: Carlos Marques de Sá 
Sumário 
• Introdução 
– Objectivos 
– Ementa da Disciplina 
– Metodologia e Avaliação 
– Regras 
– Introdução, História e Relevância da 
Geoquímica 
• Origem dos elementos químicos, 
sistema solar e Terra. 
 
 
2 
Geoquímica I 
• Bem vindos à disciplina de 
Geoquímica I, componente 
do 3º período do curso de 
graduação em Geologia! 
3 
Objetivos da Disciplina 
• Providenciar conhecimentos teóricos de 
geoquímica de índole geral, com destaque 
para os processos geoquímicos de baixa 
temperatura. 
• Providenciar treino na interpretação e 
resolução de questões e problemas 
geoquímicos da matéria leccionada. 
 
4 
Ementa da Disciplina 
• Origem dos elementos químicos, sistema solar e Terra. 
• Estrutura atômica e ligações químicas. 
• Classificação geoquímica e distribuição dos elementos. 
• Composição das geosferas. 
• Geoquímica dos processos exógenos. 
• Intemperismo químico. 
• Geoquímica analítica. 
• Princípios da geoquímica isotópica e da geoquímica 
orgânica. 
 
5 
Metodologia e Avaliação 
• Aulas Teóricas 
• Aulas Práticas 
• Avaliação por Exames Escritos 
• Horário de dúvidas 
• Regras da Disciplina 
 
 
6 
Metodologia 
• Aulas teóricas – expositivas. 
• Aulas práticas – Resolução de problemas e 
exercícios e aulas laboratoriais. 
7 
Metodologia da Disciplina 
• Atendimento extra aula todas as semanas 
por duas horas em horário a combinar 
com os alunos via contacto por email. 
• Fornecimento de apontamentos da 
disciplina. 
• Aula de Revisão teórico-prática. 
• Actividades laboratoriais e visitas de 
Estudo (se possível). 
 
 
8 
Regras da Avaliação 
• A avaliação será constituída por duas provas. 
A média aritmética final destas duas 
avaliações deve ser igual ou maior que cinco 
para aprovação na disciplina. 
• Alunos com número de faltas superior a 25% 
serão reprovados por falta. 
• Provas individuais e sem consulta. Proibido o 
uso de quaisquer aparelhos ou acessórios não 
autorizados. 
9 
Regras das Aulas 
• É terminantemente proibido o uso de celular 
durante as aulas. 
• Não é permitida a gravação de imagens ou de 
som durante as aulas. 
• Não é permitido perturbar o bom 
funcionamento das aulas. 
• Não é permitido aos alunos conversar ou falar, 
exceto em caso de tirar uma dúvida, devendo 
esperar pela oportunidade de o fazer. 
10 
Introdução 
• Geoquímica – estuda as leis que governam 
a distribuição dos elementos químicos e 
seus isótopos na Terra. (Goldschmidt) 
 
11 
Compreender a distribuição e leis que governam os elementos químicos na 
Terra e no Sistema solar… Da escala macroscópica… à escala microscópica 
Objetivos da Geoquímica 
1. Conhecer a distribuição dos elementos 
químicos na Terra (e no Sistema Solar); 
2. Descobrir as causas das composições 
químicas observadas na natureza em 
materiais Terrestres (e extraterrestres); 
3. Estudar as reações químicas, na superfície da 
Terra, no seu interior e no Sistema Solar; 
4. Construir modelos de ciclos geoquímicos 
para saber como estes operaram no passado 
e como podem ser alterados no futuro. 12 
A Importância da Geoquímica 
• O desenvolvimento da espécie Humana seria 
absolutamente impossível sem a utilização dos 
recursos minerais. 
• A Geoquímica, como parte da Geologia, produz um 
acervo de conhecimentos imprescindíveis à correta 
interpretação do sistema Terra, permitindo a 
exploração dos recursos minerais de forma 
consciente e sustentável, além de providenciar o 
suporte científico para a compreensão da Terra e do 
Universo, promovendo o progresso e 
desenvolvimento da humanidade. 
13 
Potencialidades da Geoquímica 
14 
A Geoquímica desenvolve-se actualmente 
em diversas áreas fronteiras da ciência e de 
estudos interdisciplinares, sendo assim uma 
área com grande potencial de inovação e 
desenvolvimento, no que concerne à ciência 
e às tecnologias. 
Um Pouco de História 
Bunsen & Kirchoff (séc. XVIII) – Invenção do espectrógrafo de emissão ótica; identificação 
de numerosos elementos. 
Schönbein, C.F. (1799-1868) – Primeiro a utilizar o termo “geoquímica”. Inventou a célula 
de combustível (1838) e estudou o ozono e a nitrocelulose. 
Mendeleyev, D.I. (1834-1907) – Descobre a lei periódica dos elementos químicos como 
função dos seus pesos atómicos e prediz a existência de diversos elementos e suas 
propriedades. 
Clarke, F.W. (1847-1931) – Um dos “Pais da Geoquímica” – determinou a composição 
química da crusta terrestre; Director do USGS, o seu tratado de geoquímica é um 
clássico ainda actual. 
Vernadsky, V.I. (1863-1945) – Juntamente com Goldschmidt e Clarke um dos “pais” da 
geoquímica – fundador também da biogeoquímica e da radiogeologia. Conceitos de 
geosferas e da vida (a biosfera) como agente geológico. 
Fersman, A.Y. (1883-1945) – Grande divulgador da geoquímica, descobridor dos jazigos de 
Ni da península de Kola entre outros na ex-URSS. 
Goldschmidt, V.M. (1888-1947) – O “Pai da Geoquímica” – Classificação geoquímica dos 
elementos, sua abundância, afinidades e estruturas dos minerais, primeira utilização 
de termodinâmica nos estudos geológicos, primeira utilização de DRX em minerlogia, 
etc… 
 
15 
Origem dos Elementos Químicos, 
Sistema Solar e Terra 
16 Nebulosa planetária – Tudo provem das Estrelas… 
Origem dos Elementos Químicos 
• O Big Bang iniciou-se como uma bolha num 
lago… 
17 
• Tudo começou 
há 13,8 biliões 
de anos… 
• Inicialmente 
(10-32 seg.) 
formou-se 
uma sopa de 
quarkes 
(partículas 
elementares 
da matéria). 
Origem dos Elementos Químicos 
• À medida que o universo se expandia ia arrefecendo 
e a energia das partículas ia diminuindo. 
• A 10-6 seg. quarks e gluons combinaram-se para 
formar protons e neutrons. 
• A 13,8 seg, e uma T = 3 x 109 °K começam a formar-
se núcleos de 2H e He. (nota: 0°C = 273,15K). Este 
processo chama-se nucleossíntese do Big Bang. 
• 379.000 a 700.000 anos depois, com a temperatura a 
cerca de 3 x 103 K, eletrons unem-se aos núcleos de 
H e He; matéria separa-se de radiação; e finalmente 
inicia-se formação de estrelas e galáxias… 
 
18 
Origem dos Elementos Químicos 
19 
• A radiação 
separada da 
matéria continou 
como relíquia pelo 
espaço sendo 
conhecida como 
microondas de 
radiação cósmica 
de fundo. 
• A química da vida 
começou pouco 
depois do Big 
Bang, quando o 
Universo tinha 
apenas 10 a 17 
milhões de anos. 
Origem dos Elementos Químicos 
• Como sabemos tudo isto? 
• Existem quatro pistas fundamentais: 
• Expansão do Universo – red-shift de linhas espectrais 
emitidas por galáxias distantes – efeito doppler 
(Hubble, 1929); 
• “Eco da bola de fogo” – radiação cósmica de micro-
ondas (Penzias & Wilson, 1964); 
• Abundância de elementos primordiais – H, He; 
• Observação da formação e evolução das galáxias e de 
mega-estruturas cósmicas. 
20 
Origem dos Elementos Químicos 
Matéria no Universo: 
• Clusters de galáxias 
• Galáxias 
• Estrelas, pulsares e buracos negros 
• Planetas 
• Satélites 
• Cometas 
• Asteróides 
• Meteoritos 
• Partículas de poeira 
• Moléculas 
• Átomos de H e He 21 
Entre as galáxias e as 
estrelas existem raios 
cósmicos e fótons. 
96% do Universo é 
matéria negra e 
energia negra. 
Origem dos Elementos Químicos 
Diagrama de 
Herzsprung-Russel de 
evolução estelar – a 
luminosidade de uma 
estrela é proporcionalà 
sua massa e a sua cor 
ou temperatura 
superficial é um 
indicador do seu 
volume. O Sol é uma 
estrela de massa 
intermédia e com uma 
temperatura à 
superfície de cerca de 
5800 K. 22 
Origem dos Elementos Químicos 
• Uma estrela forma-se quando nuvens 
moleculares sofrem instabilidade 
gravitacional devido a regiões mais 
densas, causadas por radiação de 
outras estrelas, colisões de galáxias, 
ou de outras nuvens moleculares. 
Quando uma região é suficientemente 
densa colapsa sob a sua própria 
gravidade. Gás e poeiras aglutinam-se 
e a energia gravitacional é 
transformada em calor. 
• Nas estrelas a matéria é criada por 
reações nucleares – a nucleossíntese. 
Esta pode dar-se em estrelas de massa 
intermédia, estrelas gigantes (>10Mo) 
e supernovas tipo II associadas e em 
supernovas de tipo Ia. 
 
23 
Origem dos Elementos Químicos 
• Núcleosíntese: 
• Os elementos químicos começaram por ser criados no Big 
Bang (1-2H, 3-4He, 7Li, 7Be) e estão sendo criados nas reacções 
nucleares que ocorrem nas estrelas, em explosões de 
supernovas e por espalhamento de raios cósmicos. 
24 
• As estrelas passam 
90% do seu tempo em 
reações de fusão de H 
em He que se dão a 
altas p e T no seu 
núcleo 
• Cadeia Próton-Próton – 
processo de 
nucleossíntese nas 
estrelas 
Burbidge, Burbidge, Fowler, Hoyle (1957). 
Origem dos Elementos Químicos 
25 
• Mas na núcleossíntese do Big Bang não se pode formar 
nenhum elemento mais pesado que o 7Li… 
• As estrelas geram energia pela fusão de H. Síntese de He 
por cadeia protón-protón. Processo P-P dá-se a uma 
temperatura de 10x106 K no interior das estrelas e é fonte 
de energia para as estrelas de primeira geração. 
Cadeia Próton - Protón 
Origem dos Elementos Químicos 
• Nucleosíntese Estelar pelo ciclo CNO: 
• Depois da síntese do Hélio o processo chave na 
nucleossíntese é o processo de triplo alfa, em que três 
núcleos de 4He se fundem para formar um núcleo de 12C. 
26 
• As estrelas e as supernovas 
desempenham o papel principal 
na síntese de elementos do C ao 
U. 
• As estrelas gigantes são fonte de 
O e as intermédias de C. 
Origem dos Elementos Químicos 
• Ciclo CNO (Hans Bethe) – 
Após os ciclos da primeira 
geração as estrelas continuam 
a fusão de H através do ciclo 
CNO em que o átomo de C 
serve como “catalisador”. 
O Sol realiza fusão de H pelo 
processo CNO. 
27 
Origem dos Elementos Químicos 
• O ciclo CNO dá-se na sua extensão total nas fases finais da 
evolução das gigantes vermelhas. 
• As principais reacções são as de captura de um neutrão – 
processo s (lentos) – aumenta a massa do isótopo. 
• O processo r (rápido) caracteriza-se pela captura de vários 
electrons e apenas se dá nos últimos minutos de vida de uma 
gigante vermelha quando ela explode numa supernova. 
• O processo que gera núcleos estáveis de certos átomos mais 
pesados é o processo p de captura de protons. 
• A nucleossíntese nas supernovas é responsável pela 
abundância de elementos como o Mg e Ni. 
• Também ocorre nucleossíntese por espalhamento dos raios 
cósmicos, produzindo Li, Be e B. 28 
Origem dos Elementos Químicos 
29 COSMIC RAY SPALLATION 
30 Pilares da criação na Nebulosa da Águia (imagem do telescópio espacial Hubble 
Origem dos Elementos Químicos 
31 Abundância dos elementos químicos no sistema solar 
Origem dos Elementos Químicos 
• Principais pontos a reter: 
1. H e He elementos mais abundantes com razão H/He ~ 12,5 – 
gerados por nucleossíntese no Big Bang…; 
2. Abundância dos primeiros 50 elementos decai 
exponencialmente – gerados principalmente em grandes 
estrelas pelo ciclo CNO e em explosões de supernovas; 
3. Elementos com número atómico maior que 50 são pouco 
abundantes e apresentam abundâncias semelhantes; 
4. Elementos com número atómico par são mais abundantes 
que os de número atómico impar vizinhos – regra de Oddo-
Harkins – são mais abundantes os elementos com A divisível 
por quatro; 
 
 
 
 
 
32 
Origem dos Elementos Químicos 
5. Li, Be e B têm abundâncias anomalamente baixas; 
6. Abundância de C e O deriva do processo de queima do He 
em grandes estrelas ou pelo ciclo CNO; 
7. Abundância de Fe bastante elevada – o elemento mais 
pesado formado por adição de partículas alfa é o 5628Ni, mas 
este decai para Co e depois para 5626Fe mais estável; 
8. Tc e Pm não ocorrem no sistema solar - isótopos instáveis; 
9. Elementos com número atómico superior a 83 (Bi) não têm 
isótopos estáveis (gerados por decaimento de U e Th). A 
abundância anómala do chumbo está diretamente 
relacionada com o decaimento radioativo. 
 
33 
Origem do Sistema Solar 
• A nebulosa Solar contrai-se por 
perda do seu calor. 
• Os compostos deixam de ser 
estáveis no estado gasoso e 
condensam-se em sólidos. 
• O processo de acreção ocorre 
através dos choques de 
planetesimais, sendo 
governado pela força gravítica 
e pelo momento angular. 
34 
35 
Origem do Sistema Solar 
Sequências de condensação de um gás de composição Solar. Um dos modelos 
segue uma sequência de equilíbrios químicos entre sólidos e gases (acreção 
homogénea). No outro há uma separação dos compostos formados, do gás 
original (acreção heterogénea). No primeiro caso, os constantes reequilíbrios 
vão permitir a formação de um maior número de minerais, formados por 
reacções secundárias entre sólidos e gás (Allégre, 1987). 
Origem do Sistema Solar 
• Quando o sistema Solar se formou, uma parte 
do gás e poeira cósmica deram origem ao Sol 
e outra aos oito planetas que o compõem. 
• A nebulosa Solar, formada a partir da explosão 
de estrelas anteriores, continha já outros 
elementos sintetizados por estrelas da 1ª 
geração, para além do H e He do Big Bang,. 
• Só as partículas mais refractárias (FeNi, Al2O3, 
CaO) sobreviveram à contracção da nébula. 
36 
Origem do Sistema Solar 
37 
Segundo a Teoria da Acreção 
Progressiva de Safronov (1969): 
A existência de órbitas quase 
circulares, dispostas num plano 
resulta de uma progressão a 
partir de órbitas elípticas 
(Schmidt, 1944). 
Mais tarde, Wetherill (1976), 
relaciona o esquema 
apresentado, com uma escala 
temporal de 1) a 4) 5 a 10 
milhões de anos; de 4) a 5) 50 a 
100 milhões de anos, baseando-
se no estudo das crateras 
Lunares, relacionando a teoria da 
acreção com estas. 
Origem do Sistema Solar 
• Antes da alunagem os meteoritos eram as únicas amostras de 
rochas extraterrestres. 
• O estudo dos meteoritos revela testemunhos da história 
primitiva do sistema solar. 
38 
• Existem dois 
tipos: Condritos 
e acondritos. 
• Podemos 
também dividir 
em rochosos 
(aerólitos), 
metálicos 
(sideritos) e 
metálico-
rochosos 
(siderólitos). 
Krot et al., 2003 
Origem do Sistema Solar 
39 In Gass, I.G., Smith, P.J., Wilson, R.C.L. (1984) 
Origem do Sistema Solar 
40 
Fatia de um meteorito 
exibindo a típica textura 
de um condrito. 
Meteorito Férreo 
Origem do Sistema Solar 
• Os meteoritos formaram-se entre 4,55 a 4,5 Ba 
(Patterson, 1956). 
• 80% dos meteoritos apresenta uma 
composição química próxima da coroa solar 
(com excepção do H e He). 
• 80% dos meteoritos são condritos. A sua 
composição (Fe+Si) é comparativamente 
proporcional à do manto e núcleo terrestre. 
41 
Origem do Sistema Solar 
42 
Gráficos que ilustram a comparação entre as composições químicas da 
crosta terrestre e de um condrito, utilizando como termo de 
comparação o Sol. A linha representa composição igual (Allègre, 1987). 
Origem do Sistema Solar 
• Os meteoritos são os testemunhos do 
processo de formação planetária. 
• Os Condritos são as peças básicasda 
construção dos planetas. 
• Possuem a mesma proporção entre Fe e 
Silicatos que entre núcleo e manto. 
• A génese de acondritos e sideritos resulta de 
um esquema de diferenciação em 3 etapas: 
Acreção, diferenciação e fragmentação, sendo 
portanto mais raros. 
43 
Origem do Sistema Solar 
44 
Génese dos meteoritos (Allègre, 1987). 
Meteoritos Brasileiros 
• O mais famoso é Angra 
dos Reis – idade de 4,55 ± 
0,05 Ga. Acondrito com 
carácter primitivo atestado 
pelas suas razões 
isotópicas de Pb e Sr. 
Meteorito de Angra dos 
Reis 
Museu Nacional UFRJ 
45 
• Conhecidos pelo nome do local em que 
caíram, alguns dos mais importantes são: 
• Angra dos Reis; Paranaíba; Conquista; 
Uberaba e Sete Lagoas. 
Sistema Solar 
46 O Sol contém mais de 99,8% da massa do sistema! 
Sistema Solar 
47 
Estruturas internas de alguns planetas e satélites (determinadas 
pela densidade e pelo momento de inércia, supondo a natureza 
de alguns dos constituintes essenciais). 
Sistema Solar - Mercúrio 
• Mercúrio 
48 
Diâmetro equatorial: 
4 879,4 km 
Área da superfície: 
7,48 × 107 km²; 
0,147 Terra 
Volume: 6,083 × 
1010 km³; 0,056 
Terra 
Massa: 3,3022 × 
1023 kg 
Densidade média: 
5,427 g/cm³ 
Gravidade 
superficial: 0,38 g 
Geologia semalhante 
à da Lua. 
Sistema Solar - Vénus 
• Vénus: um dos 
planetas em que 
aterraram naves 
terrestres. 
49 
Raio médio: 6 051,8 km2 
Área da superfície: 4,60 
×108 km² 
Volume: 92,843 ×1010 km³ 
Massa: 4,8685 ×1024 kg2 
Densidade média: 5,243 
g/cm³2 
Gravidade superficial: 8,87 
m/s²2 1 
Temperatura à superfície 
média: 735 K~462°C 
Sistema Solar - Vénus 
• Missões Venera e Vega 
50 
Análises por fluorescência de raios x 
determinaram composição gabróica 
Sistema Solar - Venus 
• Venus apresenta vulcanismo, sendo as planícies vulcânicas a 
feição mais corrente da geologia de Venus. 
• A superfície é plana ou apresentando domos, colinas e vales. 
Os edifícios vulcânicos são abundantes em Venus. 
• Existem áreas que apresentam aspectos de tectonismo e 
vulcanismo, do tipo hot-spot. Também cinturas deformadas 
semelhantes a cordilheiras ocorrem em certas planícies. 
• A análise de materiais da superfície permitiu detectar 
essencialmente rochas ígneas de composição similar às 
terrestres do tipo basalto toleítico, alcalinas do tipo gabro ou 
sienitos e basaltos de alto K tipo traquitos. 
• Rochas à superfície apresentam alteração metamórfica na 
fácies de xistos verdes. 
 
51 
Sistema Solar - Terra 
• Terra: o 3º 
planeta a 
contar do Sol. 
52 
Diâmetro equatorial: 
12 756,2 km 
Área da superfície: 
510 072 000 km² 
Volume: 
1,08321×10123 km³ 
Massa: 5,9736×10243 kg 
Densidade média: 
5,5153 g/cm³ 
Temperatura média: 
14 ºC 
Sistema Solar - Marte 
• Marte 
53 
Raio equatorial: 3396,2 km 
Área da superfície: 
144.798.500 km² 
Massa: 6,4185×1023 kg 
Densidade média: 3,934 
g/cm³ 
Aceleração gravítica à 
superfície: 3,69 m/s² 
Temperatura média à 
superfície: 227K~-46°C 
Marte como a Terra 
sofreu diferenciação 
tendo uma estrutura em 
camadas. 
Sistema Solar - Marte 
54 
Rover Sojourner 
Imagem da superfície Marciana 
• A superfície é constituída essencialmente por 
basalto toleítico. 
• Ocorrem também Andesitos, concentrações 
de plagioclásio, olivina, piroxenas e 
hematite. A poeira superficial é 
essencialmente de óxido de ferro III. 
Sistema Solar - Marte 
O Conglomerado Marciano 
55 
• Rochas alteradas por 
intemperismo e processos 
diagenéticos não são 
incomuns em marte. 
• Evaporitos sulfatados 
ocorrem no Meridiani 
Planum. 
• Depósitos de hematita 
indicativos de processos 
aquosos. 
• Leitos de rios forem 
descobertos pela NASA. 
• E até possivelmente existem 
rochas carbonatadas. 
Sistema Solar – Planetas Gasosos 
• Sonda Voyager – uma das primeiras a enviar 
imagens detalhadas dos planetas exteriores. 
56 
Imagem obtida pela voyager 
Sistema Solar – Júpiter e Saturno 
• Júpiter – uma estrela que 
não aconteceu… 
Diâmetro equatorial: 142 984 km 
Volume: 1 321,3 Terras 
Massa: 317,8 Terras 
Densidade média: 1,326 g/cm³ 
Gravidade equatorial: 24,79 m/s² 
Dia sideral: 9,925 horas 
67 satélites 
57 
• Saturno – o senhor dos anéis… 
Diâmetro equatorial: 120 536 km 
Volume: 7,46×1014 km³ 
Massa: 5,688×1026 kg 
Densidade média: 0,687 g/cm³ 
Gravidade equatorial: 10,44 m/s² 
Dia sideral: 10h33m 
62 satélites 
 
Sistema Solar – Úrano e Neptuno 
• Úrano – o planeta 
tombado. Úrano 
têm uma inclinação 
axial de 97,77º !!! 
Diâmetro equatorial: 4,007 Terras 
Volume: 63,086 Terras 
Massa: 14,536 Terras 
Gravidade equatorial: 8,69 m/s² 
Dia sideral: 17 h 14 min 
Temperatura média: -220 ºC 
 
 
58 
• Neptuno – o deus dos mares. 
Diâmetro equatorial: 
49572 km 
Massa: 1,024×1026 kg 
Densidade média: 1,64 
g/cm³ 
Gravidade na superfície: 
11,0 m/s² 
Período de rotação: 16h 
6,5min 
Inclinação axial: 29,58° 
Sistema Solar - Lua 
59 
•A Lua: 
Único corpo celeste em que 
homens desembarcaram 
Diâmetro equatorial: 3474,8 
km 
Área da superfície: 0,074 Terras 
3,793 x 107 km² 
Volume: 0,020 Terras 
2,1958 × 1010 km³ 
Massa: 7,349 x 1022 kg 
Densidade média: 3,34 g/cm³ 
Gravidade equatorial: 0,1654 g 
Temperatura média: -53,1 
ºC 
Sistema Solar - Lua 
60 
Apollo 17 – Lunar Roving Vehicle 
Apollo 11 – módulo Eagle 
Superfície 
constituída por 
lavas vulcânicas 
anortosíticas, 
nos mares e 
cumulados de 
plagioclásio nas 
montanhas. 
Os solos são constituídos por material 
meteorítico mais antigo. 
Estudos geofísicos permitiram delinear 
uma estrutura em camadas 
semelhante à da Terra. 
Sistema Solar - Lua 
• A Lua é composta por uma crosta anortosítica, 
um manto e um núcleo. 
• Á superfície distinguem-se os continentes e os 
mares. Os mares são formados por choque de 
crateras e contêm lavas vulcânicas basálticas 
do tipo komatiito (félsicas, ricas em 
feldspatos). 
• A geologia da Lua é guiada por vulcanismo e 
impacte de projécteis. 
61 
Sistema Solar - Lua 
• Actualmente crê-se que a Lua se tenha 
formado devido a um mega-impacto de um 
planetóide com a proto-Terra, arrancando 
material que passou a orbitar a proto-Terra. 
• Existem outras hipóteses como seja: a da co-
formação; da captura; e a mais improvável a 
da fissão. 
62 
Epílogo 
• A Cosmoquímica é um ramo da Geoquímica, 
por sua vez mais abundante que este e que só 
muito recentemente está a ser investigado. 
• A “Geoquímica” dos restantes corpos celestes 
ajuda-nos a conhecer e compreender a 
história geológica primitiva da Terra. 
• Ao mesmo tempo reflete os aspetos únicos 
deste planeta que é o nosso lar. 
63 
Referências Bibliográficas 
• Allègre, C. (1987). “Da Pedra à Estrela”. Publicações Dom Quixote. 
• Faure, G. (1991). “Principles and Applications of Geochemistry”. 
Prentice Hall 
• Gass, I.G., Smith, P.J., Wilson, R.C.L. (1984) “Vamos Compreender a 
Terra”. Livraria Almedina Coimbra. 
• Krot, A.N., Keil, K., Scott, E.R.D., Goodrich, C.A., Weisberg, M.K. (2003). 
Classification of Meteorites. In Holland & Turekian (coord.) Treatise in 
Geochemistry, Elsevier Ltd. 
• Mason, B. (1966). “Principles of Geochemistry”. Wiley International 
Edition 
• Truran, J.W. (1984). Nucleosynthesis. Ann. Rev. Nucl. Part. Sci., 34, p. 
53-97. 
• Truran, J.W.Jr., Heger, A. (2003). Origin of the Elements. In Holland & 
Turekian (coord.) Treatise in Geochemistry, Elsevier Ltd. 
 
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Na Próxima Aula - Origem da Terra 
65 
A Terra, ao contrário dos outros planetas do sistema solar, tem 
uma história rica e variada, em parte registada na suacrosta. 
4700 Ma 4500 Ma 3800 Ma 3700 Ma 
3600 Ma 500 Ma 65 Ma Hoje 
Obrigado pela vossa atenção! 
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