1 Formação da Terra (1)

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Disciplina:
CET057 - GEOLOGIA GERAL
Professor: Thomas Vincent Gloaguen 
E-mail: tgloaguen@gmail.com
Gabinete: Prédio de Ciência do Solo
1 - PLANETOLOGIA
Origem do planeta Terra
Universidade Federal do Recôncavo da Bahia
História do Universo
História do Universo
Até os anos 1900
História e constituição do universo 
DESCONHECIDOS
A religião tinha instituído que 
que o universo era
estático, homogêneo, eterno e
infinito
História do Universo
Paradoxo de Olbers (origem: Digges e Kepler)
PORQUE O CEÚ É ESCURO A NOITE?
Paradoxo: se tiver uma infinidade de estrelas, deveria
enxergar uma estrela em qualquer direção que olhar
EXPLICAÇÕES?
Absorção da energia luminosa das estrelas pela
matéria interstelar. PROBLEMA: conservação da
energia
História do Universo
Paradoxo de Olbers (origem: Digges e Kepler)
EXPLICAÇÕES
+ Quantidade finita de estrelas  origem...??
+ Idade finita do Universo: sabendo que velocidade da luz é finita, só 
podemos enxergar uma parte do universo.
ORIGENS?
Início do Universo...?
Formação de um número finito de estrelas...?
História do Universo
Cálculo da idade do universo numa escala MACROSCÓPICA
1924
Hubble e Humason observam as estrelas e calculam da velocidade de
deslocamento das galáxias
CONLUSÃO: as galáxias se afastam do nosso ponto de observação, em
todas as direções.....
Numa época passada, no tempo 0, elas se situavam num ponto único 
= singularidade gravitacional
12 < IDADE UNIVERSO < 15 bilhões anos
História do Universo
Cálculo da idade do universo numa escala MICROSCÓPICA
A desintegração radioativo natural de alguns elementos é extremamente 
longa
Ex: 232Th  208Pb Periódo de 14 bilhões de anos
 Medições da proporção Th/Pb nas gálaxias 
 10 < IDADE UNIVERSO < 17 bilhões anos
História do Universo
Idade finito confirmada: 13,7.109 anos
No passado?
Expansão do universo
Se voltamos no passado, 13,7.109 anos atrás, chegamos a um limite no 
qual todo o universo se concentrava num ponto único, chamado
Big-Bang
História do Universo
Tempo = 0 ??
Espaço = 0 ??
10-43 s = parede de Planck*
Antes deste momento, as nossas teorias físicas se 
desmoronam (absolutamente nada se sabe) entre o 
tempo 0 e 10-43s
Distância = 10-33 cm (10 milhões de bilhões de vezes menor 
do que o menor átomo).
Densidade = 1094 vezes a densidade da água
Temperatura = 1032 oK
*Max Planck foi o fundador da teoria quântica 
História do Universo
Da mesma forma que um gás aquece quando é comprimido:
aumento da densidade  aumento da temperatura
Universo mais quente no passado (Lemaître, 1934)
 Radiação cósmico de fundo a 2,3 K: 
forte evidência do Big-Bang
Ruído fóssil, diluído hoje através da expansão do Universo 
https://science.nasa.gov/missions/cobe
1994 – Mission COBE
https://map.gsfc.nasa.gov/media/121238/index.html
2003 – Mission WMAP
Radiação microondas cosmica
Detectada pela 1a vez em 1964 por 
Penkias e Wilson (premio Nobel)
2013 – Mission Planck
https://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_and_the_cosmic_microwave_background
Origem dos elementos ?
Fonte: https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html
Nucleossíntese primordial
Era de Planck (< 10-43 s)
Física atual não pode modelar tais condições 
Era da Grande Unificação (< 10-36 s)
União das 3 forças do modelo padrão:
forte, fraca e eletromagnética
Era Inflacionária/eletrofraca (< 10-32 s)
Expansão x1026, resfriamento x105
Era Quark/Lépton (< 10 s)
Massa do universo dominada por quarks e 
léptons
Era Fóton (< 1013 s = 380.000 anos)
Plasma de núcleo, elétron e fóton
Fótons interagem com a matéria e o Universa 
se torna transparente
Nucleossíntese (100 a 300 s)
Formação de hidrogênio, hélio, lítio, berílio
Era de Planck
Era da grande 
unificação
Imagem composta 
mais detalhada do 
Universo
(parte dele)
Fotografado por 
Hubble
Fonte: https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html
Fonte: https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html
Convergência das galáxias NGC 2207 and IC 2163
120 a 140 milhões de anos-luz
Imagem NASA/ESA Hubble
Elementos http://www.ptable.comNucleossíntese 
primordial
Origem dos elementos > Be ?
Fonte: https://www.spacetelescope.org/images/opo0501a/
Galáxia espiral barrada NGC 2207
69 milhões de anos-luz
Imagem NASA/ESA Hubble
Nucleossíntese 
estelar
Fusão do carbono (>4 Massa Sol, T > 5.108 K): 
2 C  Ne + He + 4,6 MeV (energia)
2 C  Na + H + 2,2 MeV
2 C + 2,6 MeV  Mg + n
2 C + 113 MeV  O + 2 He
Fusão do oxigênio (densidade > 10 t/cm2, T > 109 K)
2 O  Si + He + 9,6 MeV
2 O  P + H + 7,7 MeV
2 O  S + n + 1,1 MeV
2 C + 113 MeV  O + 2 He
Nucleossíntese 
estelar
Fusão do silício (> 8 Massa Sol, T = 2,7-3,5.109 K)
FINAL DE VIDA DE ESTRELA
silício–28 
→ enxofre–32 
→ argônio–36 
→ cálcio–40 
→ titânio–44 
→ cromo–48 
→ ferro–52 
→ níquel–56
Nucleossíntese estelar
até
Origem dos outros elementos > Ni ?
Fonte: https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html
Supernova : formado 
após explosão de uma 
estrela e formação de 
todos os outros 
elementos mais pesados
Fonte: https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html
Fonte: https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html
Proporção 
dos 
elementos 
químicos no 
universo
No de átomos por milhão 
de átomos de H
Hidrogênio H 1.000.000
Hélio He 68.000
Oxigênio O 690
Carbono C 420
Neônio Ne 98
Nitrogênio N 87
Magnésio Mg 40
Silício Si 38
Ferro Fe 34
Enxofre S 19
Argônio Ar 4
Alumínio Al 3
Sódio Na 2
Cálcio Ca 2
Níquel Ni 2
Formação dos sistemas 
solares e redistribuição dos 
elementos
Formação do nosso sistema solar
1) Disco de poeira formado a 
partir de supernova
Condensação da matéria 
(início da diferenciação)
Colisão crescente entre 
átomos
2) Acúmulo de massa no centro 
(Sol) 
Começo do fenômeno de 
acreção (agregação dos 
grãos poeira)
3) Aparecimento de 
perturbações gravitacionais 
e formação de protoplanetas
4) Fortes tempestades solares 
(vento solar), eliminação dos 
“rabos” de acreção
5) Início da diferenciação interna 
dos planetas
Fonte: 
Nasa /SOHO
O Sistema Solar
• O sistema solar é composto de uma estrela de dimensão média, o
SOL, formado há 4,56 Ga (metade da vida)
• SOL = 99,8% da massa do sistema solar
Composição:
75% H ; 25% He (massa)
92,1% H ; 7,8% He (número de átomos)
ENERGIA na forma de radiações solares
pela transformação:
H He (fusão nuclear)
Fonte: NASA/SOHO
Fonte: NASA/SOHO
~40 Terras
Sol: perda de 109 t de 
matéria por segundo
Campo eletromagnetico
Hoje
Ciclo de vida 
do SOL
Nascimento
Aquecimento progressivo
Gigante vermelha
Anã branca
Bilhões de anos Escala não respeitada
HOJE
10:23
O Sistema Solar
Outros corpos celestes?
Sol
Planetas:
Júpiter
Outros planetas
Satélites
 Asteróides
 Cometas
Além de poeira e gás
99,8% 
(massa)
0,1%
0,1%
O Sistema Solar
Em Agosto de 2006, o sistema solar perdeu uma planeta
A União Astronômica Internacional decidiu por um voto oficial de dar uma
definição “definitiva” do termo planeta, definição que exclue plutão
•  Definição de um planeta? Três critérios
1) Deve ser em órbita ao redor do 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 planetassatisfazem estas condições: o sistema “perde” um planeta!
 Procura da estabilidade: com o que a gente sabe sobre o sistema solar, é quase
impossível descobrir um outro corpo que possa ser qualificada de planeta
Órbitas elípticas de pequena excentricidade (exceto Mercúrio)
Plano básico chamado eclíptica
4 planetas telúricos - as mais próximos ao sol 
4 planetas jovianos - as mais distantes do sol
Manuscrito de Galileu 1610
Hoje, diversas sondas/robos analisam o sistema solar em 
tempo real. Exemplos:
Jupiter/Saturno: Cassini (2004-atual)
Marte: Mars Reconnaissance Orbiter 
(2006-atual)
Venus: Venus Express (2006-atual)
Mercure: Messenger (2007-atual)
Opportunity
Curiosity
Marte: fotografado por Curiosity
Marte
Fonte: 
http://hirise.lpl.arizona.edu/ESP_034189_1740
https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA21551
antigos meandros de rio
Marte Presença de 
água salgada líquida
(Mars Reconnaissance Orbiter)
Fonte: https://www.nasa.gov/press-release/nasa-confirms-evidence-that-liquid-water-flows-on-today-s-mars
Venus
Mercúrio
Saturno
Saturno
Sonda New Horizon (2006-2015 após 6,4.109 km) 
Pluton
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
5,4
5,3
5,5
3,9
1,3
0,7
1,2
1,6
UA = 150 milhões de km
 Densidade ≈ 5 kg.dm-3
 Composição das planetas telúricas é
aproximadamente igual
 Rochas: silicatos (66%)
 Metais: ferro e níquel (33%)
 Muito O e pouco H
 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 telúrico
crosta
manto
Planeta telúrico
Ex: a Terra
SILICATOS
FERRO 
NÌQUEL
Núcleo externo
Núcleo interno
 Planeta mais primitivo
 Densidade ≈ 1 a 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 joviano
Hidrogenio gazoso
Hidrogênio molecular líquido
Núcleo rochoso
e metalico
Planeta joviano
Ex: Júpiter
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)
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)
M6.5 (anão vermelha)
0,16 raio solar
3 500 K
G = 5.5g (0.09MassaSol)
7.5 anos-luz
G2-V (anão amarela)
1
5 770 K
G = 28g
8 minutos-luz
A1-V (estrela branca)
1,7 Rʘ
9 900 K
2.12 Mʘ
8.6 anos-luz
K0-IIIb (estrela laranja)
8,8 Rʘ
4 865 K
1.9 Mʘ
33.8 anos-luz
K0-IIIb (estrela laranja)
25,4 Rʘ
4 286 K
1.1 Mʘ
33 anos-luz
K5-IIIb (estrela gigante laranja)
45 Rʘ
3 400 K
1.13 Mʘ
65 anos-luz
B8-Ia (gigante azul)
79 Rʘ
10 000 K
17 Mʘ
~800 anos-luz
M1-Ib (supergigante vermeha)
800 Rʘ
3 570 K
15 Mʘ
~550 anos-luz
K5-IIIb (supergigante vermelha)
1000 Rʘ
3 600 K
15 Mʘ
~500 anos-luz
M2-Ia (supergigante vermelha)
1260 Rʘ
3 700 K
25 Mʘ
~5200 anos-luz
M2-Ia (hipergigante vermelha)
1900 Rʘ
3 700 K
18 Mʘ
~4900 anos-luz
K5-IIIb (hipergigante vermelha)
2200 Rʘ
3 300 K
17 Mʘ
~3910 anos-luz
Diametro do sistema solar
Sol
Fonte: https://imagine.gsfc.nasa.gov/features/cosmic/solar_system.html
~8 horas luz
(1/1000 ano luz)
Sistema solar
Via láctea: 
100.000 anos-luz de diâmetro
200 bilhões de estrelas
Fonte: https://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/science/milky_way_galaxy.html
Imagem artística da via láctea
NASA JPL 
Sistema solar
Fonte: https://apod.nasa.gov/apod/ap080104.html
Foto da via láctea, 
5000 m de altitude
Fotógrafo: Serge Brunier
galáxias
Conjunto de galáxias
conjunto de 
galaxias
O inferno na Terra
Data: 4,5 bilhões de anos atrás
A diferenciação interna dos
planetas telúricas
A partir de uma matéria inicialmente fundida, 
formação do núcleo e solidificação de um oceano 
magmático
Idade da solidificação
Os minerais os mais antigos: zircônio de Jack 
Hills, oeste da Australia (4400 milhões de anos)
O primeiro 
mineral
• Um zircônio ZrSiO4
formado num granito 
velho de 4,40 bilhões de 
anos atesta da rápida 
formação da crosta 
terrestre
 Camada isolante (crosta) 
que permitiu preservar o 
calor interno
Wilde et al. (2001)
O terreno estável o mais velho:
Isua, Groenland (3,85 bilhões de anos)