Decifrando a Terra - W teixeira - M Cristina - T Rich - F Tioli

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Organizadores:
Wilson Teixeira 
M. Cristina Motta de Toledo 
Thomas Rich Fairchild
Fabio Taioli
textos
Decifrando a Terra preenche uma 
lacuna na literatura didática em Geociências. 
Com abordagem introdutória apresenta a 
dinâmica natural do planeta Terra de forma 
moderna. Seu escopo multidisciplinar 
explicando conceitos básicos das Ciências 
Geológicas está voltado ao estudante 
universitário nos cursos de Geologia, 
Geofísica, Geografia, Biologia, Química, 
Oceanografia, Física e Engenharias, bem 
como ao púb l i co in teressado em 
compreender como funciona seu Planeta. Ao 
enfatizar o papel do ser humano como agente 
transformador da superfície terrestre, induz o 
leitor a uma reflexão responsável sobre 
assuntos que afetam o desenvolvimento da 
sociedade.
Patrocinadores:
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VOTORANTIM
CIMENTOS
Í ndice
p r e f a c i o
O PLANETA TERRA F. SI 'AS O RIG EN S..................................................... - ......... -
1.1 I .siruiura Jo L mveiso............................................. - ........................................... ......
I.? G ano Nasceu o Universo..........................................................................................
1.3 ! .vohição F-stdar e Formação dos Elementos..........................................................
1.1 < > Sisicma Solar.......................................................................................................- ....
1.3 Meteoritos................................................... ............. ......... ..........................................
1.0 Pbuetoloi»i:i Comparada........................................................ .....................................
I. ‘ Pcrspcrivas do Estudo do Universo..........................................................................
.13
, r
,24
'J MINERAIS E ROCHAS: CONSTITUINTES DA TERRA SÓLIDA
2.1 Minerais-. l n idades Constituintes das Rochas.......... —........................
2.2 Rochas: Unidades Formadoras da Crosta -.......................... ..............
.27
28
3 7
* SISMICIDADL L LSTRUTl RA INTERNA DA FERRA
3.1 í ) t«iK K o Terremoto?..................................................
3.2 Estrutura Interna da Terra.............................................
3.3 Medindo os Icrremotos................................................
3.4 Sismieid.nic Mundial....................................................... .
.43
44
4“
30
31
4 INVÉS FICANDO O IN FERIOR DA FERRA.......................................................................................03
4.1 l ) ijne è a ( ir.ividade................................................................................................................................. 64
4.2 Medindo a G rautbde.............................................................................................. 6r>
4 3 A Forma dn le r ra .................................................................... 60
4.4 Interpretando Anomalias G ravina: n icas...................................................................... 6”
1.3 O Principio da Isuslasia........................ 69
4.0 A lerra como um Imenso Imã............................................................. 71
4.7 Represenraeão Verorial do Campo Magnético.......................................................................................74
4.8 A Magnetosleiu....................................................................................... ~4
4.9 Pnr ijiie o Campo Magnético ê Variavel .............................. 76
4.10 Mapas Magnéticos e Anomalias Magnéticas...................................................... 7“
1.11 O Mecanismo de Dínamo na Geração do Campo Magnético...........................................................78
4.12 O Magnetismo da Terra no Passado Geológico.......................................................... 79
4.13 A I li>l<>ria ( Iravuda da> Imersões de Polaridade................................................. 80
1.14 Magnetismo elas Rochas e a Deriva dos Continentes.............................. 81
5 A COMPOSIÇÃO E O CALOR DA TERRA............................................ ..............................................83
.3.1 I n I ri kl ucà» >............................................................. 84
3.3 Modelos de Estrutura e Composição..................................... 83
3.3 O Caloi do liucriut da Terra.................................................. ................................................................. <)f|
d TEC.TÒ NICA GLOB AI.............................................................................................................. .................
(>. I O Surgimento da Teoria ela Deriva Continental..... ......................................................................
6.2 Anos 30: O Ressurgimento da Tcutia da Deriva Continental................. .....................................
6.3 O Surgimento da Teoria da Teetôniea Global...................... .........................................................
6.4 Placas lectcmicas..............................................................................................................................
(>.:• A 1 ).mça dos Continentes.................................................................... ...........................................
..97 
..98 
... 90 
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nu
vl NDICC
c i c l o da ACii a . Ac u a s u b t e r r â n e a e su a a ç ã o G EOLÓGICA............~................113
I O Moviifícnrn ã c . Agua no Sistema Terra Ciclo I lidrológico.................................................... 11 1
7.2 Água no Subsolo: Agua Suhrcrrânca.......... ...................................... .............................................. I I ̂
“.3 Ação Geológica da Agua Subterrânea..................................................................•....................... 1 ^
8 ÍNTEM PERISM Ü L FORMAÇÃO DO SO LO ................................................................................. I V)
\ 8.1 Tipos de Imempensmo................................................ ................. ............................................. '*11
8A Incnipurisnio, Erosào e Sedimentação................................................................................- ......... 1 TI
8.3 \< Reações do IntcmpcriMiio........ -.................... .............................................................- ......... M l
8.4 Distribuição dos Processos de Alteração na Superfície da Terra......... -....................................... 148
8.3 Laiotes que Controlam a .Alteração Inrempcrica................................... -......................... ........ I 3<i
8.6 Produtos do Imempensmo.............................................................................................................. 13
«) SEDIM ENTOS E PROCESSOS SEDIM ENTA RES........................................................................1*7
9.1 Como Formas e Processos r»c Relacionam?........................................................... ....................... 1 "
9.2 Biografia de um Gruo de Areia........................................ - ............................... ...... — ........... . 1 T<l
9.3 Sedimentos que Nâo São Grãos: <> Transporte Químico fiónieo; ................................................ I 4
9.4 Dando Numes aos Sedimentos ...................... ......................................................................... I75
9.8 Categorias de Transporte Mecânico ............................................................................................. 179
UI RIOS E PROCESSOS ALUVIAJS............................................. ......... ......................... - .......................191
10.1 Bacias de Drenagem......................... .................................... ....................... - ............................. 19?.
10.2 Rios.................... .......................................................................................... -....................................196
10.3 Leques Aluviais e Dclrnicos.............................................................. ........... ................................... 200
|0.4 Os Depósitos Al livrais no Registro Geológico................................................................... -92
11 AÇÃO GEOLÓGICA DO G ELO ....... ............................... 215
11.1 Gelo c Geleiras.............................. ............................................................................ .....................216
11.2 Açàu Glacial 'lerrestre ...............-......................................................................................... .....222
11.3 Ação Glacial Marinha..................................... 238
11.4 Glaeiarão ao Dingo du Tempo Geológico............. *......................... ............................................242
] 1 Causas das ( ilaciaçncs ............................................ ................................................ ......................... 213
12 PROCESSOS EÓLICOS E A AÇÃO DOS VENTOS ..................................................... ........... 2-17
12.1 Cs Mecanismos de Transporte e Sedimentação................... 250
1 > } Registros Produzidos pelo Vento......................................................................................................2.i2
12.3 Depósitos Eólicos Importantes na lisrórU Geológica do Planeta............................................. 759
12.4 Características Mincralógicns e Físicas dos Sedimentos Eólicos.......................................................259
12.5 Registros Sedimentares Eólicos Anugos........................................................................................... 259
13 PROCESSOS OCEÂNICOS 1 A FISIOGRAFIA DOS H IN IlO S M ARINHOS.................... 261
13 1 (i Relevo dos Oceanos............. 262
13.2 A Origem e a Distribuição dos Scdimc.nrox tios Fundos Oceânicos .Atuais.................................. 266
13.3 Processos Responsáveis pela Distribuição de Sedimento* Marinhos...............................................268
13.4 \ Eisiografía da Margem Continental Brasileira r o Fundo Oceânico Adjacentr........................... 2 5
132) Ocupação, Conhecimento e Exploração do litoral e Margem Continental Brasileira.... 281
13.6 Perspectivas da Exploração dos Fundos Oceânicos ................................................................ 283
Índice vii
14 DEPÓSITOS E ROCHAS SED IM EN TA RES...............................................................................*.....285
I I 'Iransloi mando Sedimentos cm Rochas Sedimentares................................................................... 288
4.2 C omponentes de Rochas Sedimentares............................................................................................292
14.3 l);md<» Nomes às Rochas Sedimentares......................................................................................... 2.93
14 I Pura cjue Servem as Rochas c Depósitos Sedimenrarex................................................................... 301
13 LM UUSCA DO PASSADO DO PLANETA: T E M PO G E O L Ó G IC O ....................................... 305
15.1 < orno Surgiu a Geologia e uma Nova Concepção tio Tem po.....................................................30?
15.2 Daraeãn Relativa e- o Estabelecimento da Escala de Tempo Geológico........................................ 314
D. * Principio* e Métodos Modernos de Duração Absoluta................................................................. 320
15.4 A l lumantdadc e o Tempo Geológico.............................................................................. ............ 326
16 ROCHAS ÍGNEAS ........................................................ .................................. ........................ ............... 327
16.1 Magma: Características c Processos de Consolidação.................................................................. 329
16.2 Variedade c Características das Rochas ígneas ................................................................................ 335
16.3 Rochas Inirusivas: Modos de Ocorrência c Estruturas.....................................................................342
16.4 Magmarismo e Tcctôiuca dc Placas....... .................................................................................. 5-15
17 VU1.C.AN1SMO: PRODUTOS L IMI*OKTÂN€lA PARA A VIDA.................................................347
l".l Conhecendo os Produtos Vulcânicos............................................................................................... 350
1 .2 Morlologia dc um Vulcão......................................................................... 361
17. 3 Estilos Lrupdvos................................................................................................................................ 364
I~.4 Vulcanismo e stiiis Efeitos no Meio Ambiente.............................................................................. V 3
1 I Possível Prever Riscos Vulcânicos?................................................................................................375
I “ 6 Vulcanismo e seus Benefícios............................................................................................................ 379
18 ROCHAS MLTAMÚKE1CAS............................................................. ...............„ ............................... ....381
18.1 Evolução Histórica dos F.smdos sobre Mcramorfísmn ................................................................. 383
18.2 L•atores Condiciónatitcs do Mcrnmorffemo...................................................................................... 384
18.3 Processos Físic.o-tjuímicoç do Metanv trfismo...... ........................................................................ 386
18.4 Tipo de Meramorftsmo..................................................................................................................... 388
18.5 Sistemática do Esntdo Grológko dos Terrenos Metamórficos............................................ .39
18.6 Mineralogia, Tcxmras c l;siniturns dc Rochas Metamórficas................................................ 393
18.7 Nomenclatura dc Rochas Mctamórficas .................................................................................... 395
18.8 Rochas Mcraniortica* c a Tcciónica G lobal................................................................................. 39"
19 ESTRl 1TI 'R AS F.M ROC1 IAS.................................................................................................... 399
19.1 Princípios Mecânicos da Ddórmaçáo...............................................................................................400
19.2 Formando Dobras..............................................................................................................................406
19.3 Formando Falhas............................................................................................................................... 111
20 RECURSOS HÍDRICOS............................................................................................................................ 121
20.1 .Abundância c Distribuição dc Água Doce no Planeta.................................................................... 123
20.2 Demanda de Água.............................................................................................. 422
20 3 Impactos das Am idades Auiiúpícas nos Recursos Hídricos..........................................................42"
20.4 O Recurso Hídrico Subterrâneo........................................................................................................ 427
20.5 A Iníluèiicia das Atividades Anrrópicas nos Recursos I lídricos Subterrâneos .. 430
2-0 6 A Contaminação da Água Subterrânea............................................................................................ 435
20." Proteção das Águas Subterrâneas...................................................................... 142
v i i i ÍNDICE
21 RECURSOS M IN E R A IS.......................................................................................................................................*445
21.1 D epósito M ineral: C onceitos B ásicos...................................................................................................................‘140
21.2 O s Principais T ipos G encricos de D epósitos M inerais - Feições E ssencia is .......................................450
21.3 T ectònica G lobal c D epósitos M inera is.............................................................................................................461
21.4 D escob rindo N o v o s D epósito s M in era is ............................................................................................................ 462
21..5 Panoram a dos Recursos M inerais do B rasil.....................................................................................................463
21.6 R ecursos M inerais c C iv ilização ...............................................................................................................................4(>
2?
23
24
R E C U R S O S E N E R G É T I C O S .............................................................................................................
22.1 B iom assa ..............................................................................................................................................
22.2 C om bustíveis F ó s s e is .....................................................................................................................
22.3 Energia N u c le a r ......................... .....................................................................................................
22.4 E nerg ia G c o té rm ic a ........................................................................................................................
22.5 H id re le tric idade ................................................................................................................................
22.6 O u tras Fontes dc E n e rg ia ............................................................................................................
PLANETA TERRA: PASSADO, PR ESEN TE E F U T U R O .........................................
23.1 (> R itm o e Pulso da T e r r a ...........................................................................................................
23.2 As U nhas M estre d a H istória da T e r ra ...................................................................................
23.3 Tendências Seculares na H istória G e o ló g ic a .........................................................................
23.4 Ciclos A stronôm icos e G e o ló g ic o s .........................................................................................
23.5 E ven tos Singulares e seus E le ito s .............................................................................................
A TERRA, A H U M A N ID A D E E O D ESE N V O LV IM E N T O SUSTENTÂVEI
24.1 C om o N asceu o C onceito de D esenvo lv im en to S u sten táv e l........................................
24.2 \ G lobalização e a D inâm ica Social do Final do Século \ \ ........................................
24.3 Papel das G eocièncias no Século \ \ 1 ...................................................................................
24.5 G lobalização versus S usten tab ilidadc ......................................................................................
...4 7 1 
.... 472 
.... 472 
.... 480 
.... 482 
.... 488 
.... 48*)
.....493
.... 495 
.... 499
....500
....506
517
521
522 
524 
528
BIBLIO GRAFIA CO M PLEM EN TAR 529
APÊN D IC E I
APÊNDICE II 
A PÊN D IC E 111
A PÊN D IC E IV 
APÊNDICE V 
APÊN D IC E VI
Classificação Sistemática de Minerais e seus Usos
Conversão de U n id ad es.................................................
Dados Num éricos sobre a T erra..............................
Minerais com o Fonte de Elem entos Q uím icos ..
Minerais Empregados em sua Forma Natural.....
Resistência Mecânica de algumas R ochas............
533
537
538
539
544
548
549Í N D I C E REMISSIVO
P R E F Á C IO
Decifrando a Terra objetiva preencher uma lacuna há muito sentida na literatura cidática em Geociências, 
substituindo textos anteriores em língua portuguesa, tradicionalmente utilizados pela comunidade universitária. Apre­
senta uma temática introdutória porém ampla e moderna, acerca da dinâmica natural do planeta Terra. Seu escopo 
multidisciplinar enfoca conceitos básicos das Ciências Geológicas e está voltado às necessidades do estudante 
universitário nos cursos de Geologia. Geofísica. Geografia. Biologia, Química, Oceanografia. Física e Engenharias, 
entre outros, bem como ao leitor leigo interessado em compreender como seu planeta funciona. Ao enfatizar o papel do 
ser humano como agente transformador da superfície terrestre, induz o leitor a uma reflexão responsável sobre assun­
tos que afetam o desenvolvimento da sociedade.
Em seus dois anos de maturação, o projeto Decifrando a Terra reuniu mais de 30 conceituados cientistas da 
Universidade de São Paulo e resulta, agora, nesta obra de excelente qualidade didática e gráfica, organizada em 24 
capítulos ricamente ilustrados, que aborda em linguagem acessível os processos geológicos internos e externos da 
Terra, com ênfase em exemplos brasileiros e sul-americanos sem. no entanto, descartar casos clássicos da literatura 
especializada Termos técnicos importantes estão destacados em negrito ao longo do texto, sendo objeto de um índice 
remissivo no final do livro. Tópicos e temas complementares muito atuais são também apresentados, tais como 
Geologia. Sociedade e Meio Ambiente. Desenvolvimento Sustentável. Alteração Superficial, problemas de Poluição de 
Solo e Aquíferos. Recursos Minerais, Hídricos e Energéticos, e ainda as perspectivas da Geologia como Ciência. Como 
não e possível abordar a totalidade dos temas ou mesmo aprofundar determinados assuntos para os leitores mais 
críticos, uma bibliografia especifica é apresentada ao final de cada capítulo. O livro ainda reúne em sua parte final 
uma série de apêndices com tabelas que complementam informações de interesse mais geral.
Coube aos editores a responsabilidade pela decisão final da temática e forma da obra além da leitura crítica 
As ilustrações receberam especial cuidado na sua definição e elaboração, com assessoramento direto dos autores 
Muito desse material é propositadamente descritivo, de modo a trazer ao leitor os fundamentos teóricos complementa­
res para melhor entendimento do texto. Para as imagens fotográficas neste livro foi utilizado material cedido de acervos 
pessoais dos autores, colegas e estudantes, bem como imagens colhidas de publicações especializadas e de dife­
rentes fontes da Internet.
Nesta oportunidade, os autores expressam seus agradecimentos aos docentes, funcionários e alunos da 
Universidade de São Paulo (USP). bem como a diversas outras pessoas e instituições colaboradoras. que tornaram 
possível a conclusão deste projeto, em especial o apoio do Instituto de Geociências (IGc) da JSP e ao gerenciamento 
financeiro realizado pela Fundação de Estudos e Pesquisas Aquáticas - Fundespa. Agradecemos particularmente aos 
seguintes colaboradores por sua participação em diversas etapas do trabalho
A Gambarini. Alen P. Nutman. A. Ruellan. A. V. Suhogusoff. A. V. Morgan/Un. of Waterlco. A. P. Dunnbark. Carl O 
Dunbar Jr.. C. Cingolani, C. H Grohman de Carvalho, C. M. Noce. C Schobbenhaus/DNPM, C Secchin. E. Hefter. E. 
Molina, F Munizaga. F Penalva (in memoriam). F. R. Alves. G. Slavec, G Leonardi. I. Wahnfried, J. D Griggs do U. S 
Geological Survey, J.W. Schopf/Precambian Paleobiology Research Group, J J Bigarella. J. Florence/Un. of Arizona 
News Services, L L Casais e Silva. L. G. SanfAnna. L. M. Victor/lnst. Geofísico da Un. de Lisboa. Massaru Yoshida/ 
Osaka City Univ.. M. A.Chamadoira.
M. Coutinho. M. Hambrey. N. Ussami, O Bortolotto. P. Abon, P Comin-Chiaramonti 
P R Renne, P Tackley, R Andreis. R. G de Araújo. R. Linsker, R. L Christiansen do U. S. Geological Survey. R. P Conde, 
R. Símone. R. Trouw, R. Trindade. R. Linsker. S. B. Citrone. S. F. Beck. S N Saito, S. S Gouveia. S. C Morris/Un of 
Cambridge. S. M Stanley. M. K. Blaustein/ Departament of Earth&Planetary Sciences. T C Samara. Thomas M Fairchild 
W. Shukovsky. W. K. Hartmann/Planetary Science Institute. Zig Koch
e às seguintes instituições:
British Geological Survey. Companhia de Energia do Estado de São Paulo - CESP, Geological Survey of Japan. 
Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais - INPE/S.J. dos Campos. Instituí of Technology Development/Space Remote 
Sensing Center. Instituto de Investigação Científica Tropical. IPT, John Wiley&Sons International Rights. NASA. NOAA. 
The McGraw-HilI Companies, United States Geological Survey. Wm. C. Brown Publishers.
Os editores agradecem, sobretudo, ao valioso patrocínio financeiro concedido pela Agência Nacional do Petróleo 
(ANP). da Companhia Brasileira de Metalurgia e Mineração (CBMM) e pelo Grupo Votorantim-Cimentos. sem o que não 
teria sido possível concluir o projeto Decifrando a Terra. Por fim. somos gratos à Editora Oficina de Textos que se propôs 
a publicar uma obra desta magnitude pela primeira vez no Pais, obra esta que esperamos seja uma referência para os 
universitários interessados em conhecer o nosso planeta Terra
Sobre os patrocinadores:
A Agência Nacional do Petróleo- ANP - tem por missão regular a indústria de petróleo e gás natural, contratando, 
regulamentando e fiscalizando suas atividades, promovendo a livre-concorrência e o desenvolvimento nacional, sempre 
com o espirito de preservação do interesse público e do meio ambiente.
A Companhia Brasileira de Metalurgia e Mineração - CBMM - sediada em Araxà. MG, desenvolve a extração, 
benefic iam ento e ind ustria liza ção do m inério de n ióbio . É a p rinc ipa l fo rnecedora de produtos de nióbio
no m ercado m undial e a única em presa produtora presente em todos os segm entos do m ercado. A CBMM 
atende à totalidade da demanda nacional e exporta seus produtos para 45 países. Considerando a atual taxa de- 
consumo de nióbio, a reserva mineral da CBMM pode atender por vários séculos às necessidades deste 
recurso em todas as suas formas - ligas, óxidos e nióbio metálico.
A Votorantim é um grupo com mais de 80 anos de existência, que se dedica a atividades como a 
metalurgia e mineração, a produção de cimento e papel, bem como à atuação na agroindústria, indústria química, 
na produção de energia e em serviços financeiros. O Grupo Votorantim, um dos cinco maiores conglomerados 
industriais de capital 100% nacional, destaca-se pela qualidade de seus produtos e serviços, estando presente 
em todas as regiões do Brasil, por meio de suas várias empresas que se voltam inclusive para a exportação de 
seus principais commodities. como o alumínio, o zinco, o níquel, a celulose e o suco de laranja.
Sobre os organizadores/editores
• W ilson Teixeira: Geólogo (1974), Mestre (1978). Doutor (1985), Livre Docente (1992) e Professor Titular (1996) pelo 
IGc-USP Professor Titular (1996) do Departamento de Mineralogia e Geotectônica. bem como Diretor deste Instituto 
desde dezembro de 1999. Realiza pesquisas em Geocronologia e Geotectônica. Membro titu lar da Academia 
Brasileira de Ciências desde 1998 É assessor cientifico da FAPESP. pesquisador e membro titular do comitê 
assessor do CNPq. bem como assessor ad hoc da CAPES. Foi membro titular do Conselho Editorial do Boletim - 
IGc (1997-1999) e-mail: wteixeir@usp.br
• Maria Cristina Motta de Toledo : Geóloga (1977), Mestre (1981), Doutora (1986) e Livre Docente (1999) pelo IGc- 
USP. Professora Associada do Departamento de Geologia Sedimentar e Ambiental deste Instituto. Reponsável por 
um programa de divulgação das Geociências junto à Secretaria Estadual de Cultura e a Secretarias Municipais de 
Cultura e Escolas de 1° e 2 ' graus no Estado de São Paulo, de 1991 a 1995 Realiza pesquisas em Geoquimica de 
Superfície. Foi Coordenadora do Programa de Pós-Graduação em Geoquimica e Geotectônica do IGc-USP de 1995 
a 1996 e editora associada da Revista Geochimica Brasiliensis de 1996 a 1999. e-mail: mcristol@usp.br
• Thomas Rich F a irch ild : Bacharel em Geologia (1966) pela Stanford Umversity (EUA) e Doutor (1975) pela Universidade 
da Califórnia em Los Angeles (UCLA. EUA) Professor Doutor do Departamento de Geologia Sedimentar e Ambiental 
do IGc-USP Realiza pesquisas em Paleontologia do Pré-Cambnano. Em 1966, veio ao Brasil pela primeira vez pelo 
Corpo da Paz (Peace Corps), programa governamental criado pelo Presidente Kennedy. atuando durante três anos 
como auxiliar de ensino na Escola de Florestas (Curitiba) da Universidade Federal do Paraná - UFPR e-mail 
trfairch@ usp.br.
• Fabio Taioli: Geólogo (1973) pelo IGc-USP, Mestre em Mining Engineering (1987) pela Pennsylvama State Umversity 
(EUA), Doutor (1992) e Livre Docente (1999) pelo IGc-USP. Professor Associado do Departamento de Geologia 
Sedimentar e Ambiental deste Instituto. Trabalhou como Geofísico na Petrobrás (1974/75) e no Instituto de Pesquisas 
Tecnológicas (1975/95). Desenvolve pesquisas nas áreas de Mecânica de Rochas. Geologia de Engenharia. Geofísica 
Aplicada e Geologia Ambiental. Ativo na Associação Brasileira de Geologia de Engenharia e Sociedade Brasileira de 
Geofísica É assessor científico da FAPESP. CNPq, CAPES e FINEP e-mail: ftaioli@usp.br
/-------------- \
INSTITUTO DE GEOCIENCIAS Professores Doutores
Daniel A ten do
Professores Associados:
M arcelo Sousa d e Assum pção
Professores Titulares: G erge ly A ndres Julio S zabó M árcia Ernesto
A n tô n io C arlos R ocha C am pos lan M cR eath Leila Soares M arques
Cláudio Riccomini Ivo Karm ann
INSTITUTO OCEANOGRÁFICO
Jorg e Silva Bettencourt João M oreschi
U m berto G iuseppe C ordani José Barbosa M adure ira F ilho Professores Doutores
W ilson Teixeira 
Professores Associados:
M arly Babinski
P aulo C e sar Fonseca G iannin i 
R icardo H irata
Michel M ichaelovitch Mahiques 
M oyses G onsa lez Tessler
C o lom bo C elso G aeta Tassinari 
Excelso Ruberti
Thom as Rich Fairchild ESCOLA SUPERIOR DE 
AGRONOMIA E AGRICULTURA
Fabio Taioli Professor Assistente LUÍS DE QUEIROZ
Joe l Barbujiam S ígo lo 
M arcos Egyd io S ilva 
M ana C ristina M otta de Toledo
C orio lano de M arins D ias Neto 
INSTITUTO
Professor Titular
A dolpho José Melfi
P au lo R oberto Santos 
Rõm ulo M achado
ASTRONÔMICO E GEOFÍSICO UNIVERSIDADE FEDERAL 
DO PARANÁ
S ôn ia M aria B arros de O live ira Professor Titular
Igor Ivory G il Pacca
Professor Assistente
Fernando M ancim
mailto:wteixeir@usp.br
mailto:mcristol@usp.br
mailto:trfairch@usp.br
mailto:ftaioli@usp.br
O PLANETA TERRA 
E SUAS ORIGENS
U m b e r t o G . C o r d a n i
2 D e c i f r a n d o a T e r r a
O
ic tt cm que vrvcmt*s c h irm.td* • pcif• mc* 
isutcm l que cnmpí ic dcmai* corpo* 
iIm Skiciiu S« »far i lu jn ii m.»s uuc fax pm t de iu^mi 
l fiixvrv \ \-vun, a ottgcm ii.i Terra 4>i;i Iili.u1.» intrm 
sccammtr i tmnuçao do Nnl, (|os tlcnutx p lan e is 
.Io SUurmj Solar c de todas d i otrcLt* a pariu Jc nu- 
•»»i- ili c*i>» poeira imcrcMcbr. ÍN »r t » ». na im e>m:ac.io 
ii-i oncm i i i vmIih,mo Jc nnsso planeta, c ncccvàw» 
rtcrirrct i m u jnuliu do cnpu<«i cvictinr roai-* lim îtt 
qUM c. .»i> menino (empí», ú* evidência* que temo* do 
|V4.wjd'> nvu*- remoto, 1 mu :u-?c nu> »cv
«h correm» - de dher̂ »»* campo» d.i * icnciu •! id o , 
ijuímfcii, W ionom i.i. \ itm iiiiia , < oumoqufmU • . 
Ivm como eMudand** .i ii ituu / i do material tcrrcsirv 
io»mpi***icÂM quimuM. tAfucu minerais cie). tu fnnuu 
obtida» resposta* pau algumas imporumc-s qut>tflc*
iftii dlATn respeito rov*.u cxisténcHL*
Paru as qtuit" primata** pergunta- i cní-Uctu i \ i 
deitem* *uf:c)cnics para estabelecer um.i iu/*».ivcl 
contunca no» pcsquisud*:»ri> cm
rvjjcoo u* mu‘ uon 
u>, baseada» nu oinHccmwntt» cinuilh • *, tunti» ifiinco 
c* m in »it .uic«\ • ildk i ' .u ii mi.i! i »u c \ | \u u iu '. i , i l . A quint.i 
i u m m .i taluv lainljcm p«*<om vir .» ser ropondti! o 
i contento ci»m o pro^resvo da ( tenda.
O m tu d o ,v que existiu .mi ix d»• l » r Pura cda 
pcTuruniu .imdu não tetnm »q * t l c respoou no 
rum po do »o tih r i intento t i i iU i l í io romrcncinn i . • t.il 
qutNi.u» (x T itu n c c tr i com o objeto de consídeniçõ* 
filosófica* c metafir.cus tenta de âmbito d.i- diferen­
ce? rc lip õ c *. cujos implie.im u presença de
urrt < n.ulor, exercendo mi.» vontade superior
1.1 E s t r u tu r a d o Universo
• i 1*1111 • ;• I*>TTiiiiT.i’ti i>* demento \|U'm*4«i\r
• l <>n»i» *e líw n u rjrn c*rfr!.x<r
• i •• mn *< fnm uram «»•. pluncta^ d«» Sistema Nibr^
• Qu.i! 4 .» úliiik d.t T em í c ile» Shncnu Soktr?
• Q ui » :<!uíle il * t» *.w* ♦-
• Q u e »* fu turi I S ivu-iiu t d- pii>|ini 
I imcTM>>
\ \vtTOlloni».» n ‘ ̂ qm- exisíclt: fíCuiMUNe-*-
i%tnd.»N no céu. \o tnesmi» tem|k«, oIxísunH ih que 
i Iuh m.\ ilrspiVm de umu nuneiru ordenudo. -e^ntulo 
liiccuquu». A< estrela- g ru p am h- prtmcuumctttc cm 
golaxla», cu|.r. iltmcnsoi s %.»<» d.t “ rdin) d r HHMwHI 
uno< lu* diMumiu perr- 'trulu u u lm uLulc du In/. :on 
mil kni/%. daruiiú »ur» ,;in»;. A - fi^uni» I I c I 2 mrr 
«ctttain ilois cxcntpliH o >muns de opodipnc*»
e n|>o espiral. A c -injmr.i ímrma du*v üat»\us p«*di
F»g, 1.1 A ò *.<3 a.Qonie de Aitdfâ-r»eoc |t po elíptico) - a mu a p fí^ iro de rtoeso S«ster<o Seto' \2A 
nuilen drr^f» r bnlhnntr cnntcndn bilhões Hp c rm ic t rnntu N A ^
touom "c»n3 e U»dr MASA
Capítulo 1 * 0 Planeta Terra e suas O rigens 3
Fig. 1.2 Exemplo de urna galaxia do tipo espiral (NGC1232). 
Fonte: NASA.
conter mais dc ItHl bilhões de estrelas de todas as di­
m ensões, com incontáveis particularidades. Por 
exemplo, entre as descobertas que vêm sendo alvo de 
estudos radio-astronõmicos estão os cjnasnrs\ objetos 
peculiares com dimensão semelhante á do nosso Sis­
tema S« >lar, mas c< intende) imensa quantidade de energia 
e brilhando com extrema intensidade. \s galáxias po ­
dem conter enormes espaços intcrestelarcs de baixa 
densidade, mas também regiões de densidade extre 
ma. ( ^ assim chamados buracos negros podem sugar 
qualquer matéria das proximidades, em virtude de sua 
gigantesca energia gravitacional. Nem mesmo a luz 
consegue escapar dos buracos negros, c o seu estudo 
e um dos temas de Fronteira da Astronomia.
\ Via Láctea é também uma galáxia do tipo es­
piral, sendo que o Sol - a estrela central de nosso 
Sistema Solar está situado num de seus braços peri­
férica >s. \ Via I .áctea possui também um núcleo central, 
onde aparecem agrupamentos de estrelas jovens.
\s galáxias, por sua vez, se agrupam nos assim 
chamados aglom erados, que podem conter entre al­
gumas dezenas a alguns milhares de galáxias. A Via 
I .áctea pertence ao chamado G rupo Local, que ir.elui 
também a galaxia de Xndrõmeda e as Nuvens cie 
Magalhães, l inalmentc, o maior nível hierárquico do
L nix erso é o de supcraglomcrados, compostos de até 
dezenas de milhares de galáxias, e com extensões que 
atingem centenas de milhões cie anos-luz.
As observações astronômicas nos conduzem a pelo 
menos duas reflexões relevantes para os temas da ori­
gem do Universo e da matéria nele concentrada:
• uma visão retrospectiva, x isto que a observação 
das feições mais distantes nos leva a informação de 
épocas passadas, quando os objetos observados eram 
mais jovens. Sào as observações das regiões no limite 
do observável, que refletem eventos ocorridos há va 
rios bilhões de anos (Fig. 1.3);
Fig. 1.3 Imagem obtida pelo elescópio Hubble numa das pai 
les mais distantes do Sistema Solar. Os trés objetos com raios 
são estrelas, enquanto os demais objetos visíveis são galáxi­
as, cada uma delas contendo muitos bilhões de estrelas. Os 
objetos menores e menos luminosos são galáxias que distam 
cerca de 1 1 bilhões de anos-luz em relação ao Sistema Solar. 
Fonte: NASA.
D e c i f r a n d o a T e r r a
• um;i visão com parativa, qque possibilita a re­
construção do ciclo de evoluçário estelar, visto que 
existe uma grande diversidade d de tipologia nas es­
trelas, em relação à sua m asssa , tam anho , cor, 
temperatura, idade, etc. Km boraa se saiba que a vida 
de uma estrela é muito longa, d da ordem de diver­
sos bilhões de anos, o grande r núm ero de estrelas 
disponíveis para observ ação faz z com que seja pos­
sível v erificar a ex istência de e m uitas delas em 
diferentes fases da evolução es-stclar, desde a sua 
formação ate o se u desaparecimcienro ou a sua trans­
formação em outro objeto dtfeierente do Universo.
( > l inverso encontra-se em ex]xpansào. Não é a dis 
tãncta entre as estrelas de turma galáxia que está 
aumentando, e nem a distância entre as galáxias de um 
aglomerado, visto que tanto as primeiras como as úl­
timas estão ligadas entre si pela atração da gravidade. 
\ expansão do l niverso significa que aumenta conti 
nuamente o espaço entre os aglomerados galácticos 
que não estão suficientemente ligados pela atração 
graviracu mal. \ v doei tl ade desta expansão e dada pela 
constan te dc H ubblc , ainda não determinada com 
grande precisão, e que presentemente parece se situar 
próxima de IS km s. 10 anos-luz. Se o nosso Univer­
so for “aberto", este valor permanecerá constante, ou 
poderá aumentar no futuro. Se entretanto o l niverso 
for “ fechado", a velocidade de expansão diminuira 
com o tempo, tenderá a anular se e cm seguida toma­
ra valores negativos característicos de contração.
\ Astronomia ainda não está segura quanto à na- 
mrc/a aberta ou fechada do l niverso, pois isto depende 
de sua densidade média, cujo valor não se encontra 
estabelecido adequadamente. O valor limite entre 
Universo aberto e fechado, chamado de densidade 
crítica, t dado por p = 3 11 / SttCj, onde l i e a 
constante de I lubble c (1 a constante gravitacional. 
Para o v.ilor mencionado acima dc II a densidade 
critica e de 6,3 \ 10 g/cm '. Observações recentes 
(ver os comentários finais deste capítulo) sugerem que 
a densidade media tem valor inferior ao critico, indi 
cando um Universo aberto, portan to tendendo a 
expandir-se pata sempre. Knrretanto, e difícil medir 
ess.i densidade em virtude da existência da chamada 
matéria escura, de complicada caracterização e de pre­
sença ubíqua em todo o espaço interestelar. I .ste 
material, virtualmente invisív el, consiste de ncutrinos e 
possivelmente de outras partículas desconhecidas que 
interagem apenas por forças de gravidade com a ma 
teria conhecida. Muitos cientistas acreditam que esta 
matéria invisível estaria presente no l niverso em quan­
tidade muito superior à da matéria visível, e nesse caso 
a densidade media poderia superar o valor critico, 
apontando assim para um Universo “fechado".
1.2 Como N asceu o Universo
Se nosso Univ erso for fechado, isto é, se sua densida 
de média for superior a 6,5 x 10 * g/cm ; sua v elocidade 
de expansão deverá diminuir até anular se. e em seguida 
ele deverá implodir sobre si mesmo, num colossal 
cosmcrunck, no futuro 1< mgínquo, daqui a muitas dezenas 
de bilhões de anos. Toda a matéria estará reunida numa 
singularidade, um espaço muito pequeno de densidade 
extremamente alta, v irt ualmente infinita, c sob uma tem 
peratura também extremamente alta. virtualmente infinita. 
Nesta singularidade que foge a qualquer v isualização, 
matéria e energia seriam indistinguíveis, nã< > hav eria espa­
ço em seu entorno e o tempo não teria sentido.
I .sta pode ter sido a situação existente cerca de 1.5 
bilhões de anos atrás, o ponto de partida dc tudo o 
que nos diz respeito, um ponto reunindo toda a maté­
ria e energia d< > Univers<que cxpl<>diu w »ev ento tinia > 
e original que os físicos denominaram Cirande I -\plo 
são, ou Bi<r Bang.
Por meio do conhecimenn» existente s< >brc matéria 
e energia, radiações, partículas
elementares, e fazendo 
uso dos recursos da Física teórica, incluindo modela­
gens e simulações, os cientistas reconstituiram com 
grande precisão as etapas sucessivas á Cirande l.xplo 
são. Segundo dizem, tendo como situação de partida o 
\lem imaginado recentemente por Ciamovv, c iniciado o 
Wig Büfig, o resto c perfeitamente previsível. \ Tabela
1.1 retine os eventos ocorridos por ocasião da origem 
do Universo, ordenados cronologicamente. \ ( aéncia 
não tem elementos para caracterizar o período que os 
físicos denominam Planckiano. decorrido logo após 
o instante inicial. Trata-se do tempo necessário para 
a luz atravessar o com prim ento de Planck, a unida­
de fundamental de comprimento, pois não é possív el 
saber se as constantes fundamentais que gc>vernam nc>s 
so mundo já atuavam naquelas condições. Durante os 
3 x IO1" segundos iniciais a temperatura era alta de 
mais para a matéria ser estável, tud< > era radiaçãr >. \inda 
hoje, o espectro da radiação de microondas de fundo 
(wicmravi backgronnd nuliatioti) que pervaga o Univer­
so em todas as d ireções do espaço, com o 
remanescente da radiação emitida, é uma tias maiores 
evidências para a teoria do Wig liat/g e implica que a 
radiação original partiu para todos os lados com a 
mesma temperatura.
Capítulo 1 * 0 Planeta Terra e suas O rigens 5
T a b e la 1.1 C ro n o lo g ia do Big Bang, m ostra nd o que Tem po e Espaço são g randezas físicas
que nasceram jun to com a G ra n d e Explosão.
Tempo Raio do universo Temperatura (K) Eventos
(metros)
Zero (inicial) Zero Infinita
5,4 x 10 44s 1,6 x 10 JS 103:
1 0 43 s 3 x IO 35 IO31
1035 s 3 x 10 ?7 1028
10'33 - 10 32 s 3 x 1 0 7/ até 0,1 107/ até 10 22
1 0 10 s 0,13 1015
10*?s 0,4 7,5 X 10u
7,5x101*
I Q *s 300 1 ,3x10 13
3,3 x IO12
- 1 0 2
103 s 300,000 1,4 x 1010
lO s 3 x 1 0 ’ 4,1 x 109
100 s 3 x 10 0 1,5 x IO9
800.000 anos 6,6 x 102’ 3.000
Obs: u = 1,660540 x 10 27 kg.
Aparecimento de espaço, tempo e energia.
Fim do período Planckiano.
Separação da Gravidade.
Separação das forças Nuclear-Forte e Elétrica-fraca.
Fase inflacionária.
Separação das forças Nuclear-Fraca e Eletromagnética. 
Estabilizam-se os quarks do tipo t (massa 50 u). 
Estabilizam-se os quarks do tipo b (massa - 5 u). 
Estabilizam-se os quarks do tipo c (massa = 1,8 u). 
Estabilizam-se os quarks do tipc s ,d e u (massas 0,5 0,4 u). 
Estabilizam-se prótons e nêutrons.
Estabilizam-se os núcleos H (energia de ligação 1,7 MeV).
Estabilizam-se os elétrons (massa = 0,00055 u).
Estabilizam-se os núcleos 3He e 4He.
Captura de elétrons pelos núcleos. Formação de átomos de 
H e He e moléculas H,,. O Universo torna-se transparente 
para a luz.
( .om .1 expansão c a criação continua do espaço, fo­
ram surgindo as quatro forças fundamentais da natureza 
que incluem a força eletromagnética, as torças nucleares 
forte e fraca (que so têm influência no interior do núcleo 
atômico), e a força da gravidade que, de longe, é a mais 
tamiliar a todos nós. Contudo, a força da gravidade por 
ser muito fraca e difícil dc ser medida (na verdade, sua 
medida equivale a constante G), Houve também uma 
tase de expansão extremamente rápida (fase inflacioná­
ria), em que a velocidade da expansão foi ate maior do 
que a velocidade da luz. Com base nesse modelo, os 
astrofísicos explicam as feições anômalas observadas cm 
nosso l niverso. Implica também que pode ter-se origi­
nado da mesma forma uma quantidade enorm e de 
outros universos que jamais seremos capazes dc conhe­
cer, visto que, apos a tase inflacionária, estes teriam sua 
própria expansão c evolução muito distante de nós, de 
modo que sua luz não nos alcançaria.
\pos 10 ’ segundos, nosso universo inflado, o uni­
verso visível, teria sua expansão governada pela constante 
de ITubble, e sua evolução o levaria até o estágio atual, 
em que seu raio é da ordem de 15 bilhões de anos luz.
\e s ta evolução primitiva, a temperatura e ;i densidade 
de energia foram decrescendo, e foram criadas as condi 
çòes para a formação da matéria, nc»pn >cess< » den< >minad( > 
nuclcogcncsc: prótons, nêutrons, elétrons c em seguida 
os átomos dos elementos mais leves. Primeiramente H e 
He os dois elementos principais da matéria d< > I niverst» 
— e posteriormente Ü e Be. Com pouco menos de um
D e c i f r a n d o a T e r r a
milhão dc anos de vida, a tempcraatura do Universo en 
contrava-se cm cerca dc 3.UU0 M\, c a energia estava 
suficientemente baixa para permitir : aos átomos permane 
cercm estáveis, Uom a captura dos i elétrons pelos átomos 
em formação, o Universo embrionnário tornou-se trans­
parente à luz, sendo constituído poor 11 I le (26%),
além de quantidades muito dtminutaas de Li e Be.
Por outro lado, quando a tempccratura decrcsceu para 
valores abaixo de alguns milhões dde graus, nenhum ou- 
tn > elemento te\ e condição de ser ccriado. As est relas e as 
galáxias íormaram-se mais tarde, qquando o resfriamento 
generalizado permitiu que a matériria viesse a se confinar 
em imensas nuvens de gás. b.sras, pposteriortncnte, entra­
riam em colapso gravitacional poela ação da força de 
gravidade, e seus núcleos se aqueceríam, levando à for­
mação das primeiras estrelas. As primeiras galáxias 
surgiram por volta de 13 bilhões de anos atrás. \ Via 
Lictea tem aproximadamente <S bilhões de anos de ida­
de e dentro dela o nosso Sistema Solar originou-se há 
cerca dc 4,6 bilhões de anos.
1.3 Evolução E ste lar e
Form ação dos E lem entos
No l niverso em expansão havia variações de den­
sidade como cm gigantescas nuvens em movimento, 
com regiões de grande turbulência. I tnbora sua den­
sidade fosse muito baixa, eram tão vastas que sua 
própria atração gravitacional era suficiente para pro­
duzir contração, ao m esm o tem po em que o seu 
momento angular impedia a sua rápida implosão. Na 
medida em que elas foram se contraindo e a densida­
de aum en tando , algum as regiões m enores com 
densidade maior passaram a se autoçontraírem, e a 
grande nuvem dividiu-se em nuvens menores separa­
das, mas orbitando entre si. () progresso da contração 
gravitacional resultou na hierarquia hoje reconhecida, 
com as galáxias pertencendo a aglomerados, que por 
sua vez formam superaglomcrados.
Fig. 1.4 Nebulosa do Caranguejo Trata-se de uma grande nuvem de gás, localizada na constelação de Touro, originada pela 
explosão de uma supernova, ocorrido no ano de 1054 e regislrado por vários povos na época. Fonte: NASA.
Capítulo 1 • O Planeta Terra e suas O rigens
\s estrelas nascem pela radicalização do processo 
Je contração, a partir das mencionadas nuvens de gás 
nebulosas), constituídas quimicameme por grande 
quantidade de Hidrogênio e Hélio, além de alguns 
outros gases e partículas sólidas que integram a poei­
ra in terestelar Hg. 1.4). Observações astronômicas 
revelam regiões onde esta ocorrendo o fenômeno da 
formação de estrelas, em nebulosas de enorme massa 
c baixa densidade. \ o interior destas, um volume 
menor com densidade ligeiramente mats alta entra em 
autoo mrracào, e o material tende ao colapso produ­
zindo uma esfera, na região central, tornando-se uma 
proto-estrela. Dai em diante continuará a contrair para 
compensar a perda de calor pela sua superfície, de­
senvolvendo tem p era tu ras 
progressivamente mais eleva­
das em seu centro.
\ evolução das estrelas, tal 
como será relatada a seguir, 
encontra-se sintetizada na F k 
1.5, que representa o 
ma de 1 lertzsp rung-R ussel 
(11 R . \ e s r e gráfico, a maio­
ria das estrelas situa se peru> da 
curva representada, desde o 
canto inferior direito (baixa 
temperatura e baixa luminosi 
d ade até o canto superio r 
esquerdo (aha temperatura e 
alta luminosidade'. Fsta região 
no diagrama é a denominada 
Sequência Principal, com a 
est rela de massa unitária (Sol =
1 Mu) ocupando a posição cen­
tral. Uma certa concentração de 
estrelas aparece acima e para a 
direita da Sequência Principal, 
enquanto apenas algumas apa­
recem abaixo dela.
Quando uma estrela nasce, 
seu
material está ainda muito 
diluído e expandido. Sua tem­
peratura superficial é baixa, de 
modo a sirunr-se na porção in­
ferior direita do diagrama H-R.
(.< >m sua c< uttraçài >, temperatu­
ra e luminosidade aumentam, e 
a estrela vai ocupando posições 
sucessivamente mais para cima
e mais para a esquerda no diagrama. \ queima de 
Hidrogênio — a reação termonuclear característica t:as 
estrelas que se situam na Sequência Principal, em que 
pela fusão de quatro núcleos de 1 lidrogênio torma-sc 
um de I Ic inicia-se quande» as temperaturas centrais 
da estrela em t< >rmaçà< > atingem In k . I st a reaçac» IíIk 
ra uma imensa quantidade de energia, muitos milhões de 
vezes superior àquela que seria causada pela queima qui 
mica do H. Desta forma, a estrela pode continuar 
queimando I 1 durante bilhões de an< >s, com oe o caso do 
Sol. visto que tal produção de energia compensa e eqai
libra a tendência á conrracao pela ação da gravidade.
Fig. 1.5 Diagrama H-R (Helrzsprung-Russel), nc qual o tipo espectral (que depende dc 
core da temperatura da superfície) de muitas estrelas cujas distancias são conhecidas, 
está representado em função da luminosidade (relativa ao Sol 1)
8 D e c i f r a n d o a T e r r a
\ queima do II no centro das estrelas, onde a 
tem peratura e máxima, produz I Ic, elem ento que 
perm anece onde é form ado, visto que o calor p ro ­
duzido e transferido para as camadas mais externas 
por radiação, e nào por convecção. \ acumulação 
de I le torm a um núcleo que cresce, com o II em 
ignição, confinado a uma camada concêntrica ex­
terna a esse núcleo. ( om o crescim ento do núcleo, 
a parte externa da estrela expande muito, c sua su- 
perfície resfria, assum indo uma coloração vermelha.
I a fase denom inada g ig a n te ve rm elha (Fig. 1.4). 
Nesta fase o núcleo se contrai novam ente pela atra­
ção gravitacional, e a tem peratura central aum enta 
muito, para valores da ordem de 10s K. Inicia-sc 
a queima do lie , que pode du rar muitos milhões 
de anos, form ando ( pela fusão de três partículas 
alfa. Im seguida, com o esgotam ento do He, nova 
contração tio núcleo c novo aum ento dc tem pe 
ratura acarretam uma enorm e expansão da estrela. 
Trata-se da fase de supergigante verm elha. Se o 
Sol atingir esta fase, daqui a cerca de 5 bilhões dc 
anos, seu tam anho estender se-a para além da <*>r 
bita de Marte.
Fm estrelas de tam anho médio, como é o caso 
do Sol, o núcleo de (. é m uito quente, mas não o 
suficiente para produzir fusões nucleares, de m odo 
que cessam as reações produtoras de energia. Com o 
resultado, o núcleo contrai ulteriorm ente, c a sua 
densidade aum enta, originando uma anã b ranca . 
Tats tipos de estrela perdem sua energia residual 
continuam ente, p o r radiação, resfriando durante 
outros bilhões de anos, transform ando-se em anãs 
marrons, e finalmente, em anãs negras.
Por outro lado, em estrelas cujo tam anho é pelo 
menos oito vezes m aior que o do Sol, cm suas fa­
ses de supergigantes vermelhas, a tem peratura do 
núcleo de ( . é suficiente para produzir O, Ne e Mg 
pela adição de partículas alfa, e posteriorm ente fun­
dir (), form ando Si e outros nuclídeos de núm ero 
de massa mais elevado. Tais processos, em que os 
resíduos da queima de combustível nuclear se acu­
mulam no núcleo para cm seguida queimarem por 
sua vez em outra reação term onuclear mais com ­
plexa, fazem com que as estrelas se constituam por 
uma série dc camadas concêntricas. As reações nu­
cleares cessam quando o elem ento Fe é sintetizado 
(processos de equilíbrio, ou eprocvsses), visto que este 
elemento é o mais estável dc sua região na curva de 
energia de ligação, e p o r isso uma fusão nuclear 
ulterior consumiría energia ao invés de produzi la.
Cada estágio sucessivo de queima, desde o II 
até o Fe, libera m enos energia que o anterior. \ 
diminuição da fonte dc energia coincide com a ne­
cessidade c rescen te de energ ia para as etapas 
posteriores da evolução estelar, de m odo que estas 
são sucessivamente m uito mais rápidas do que as 
anteriores, e especialmente a fase de estabilidade, 
quando a estrela perm anece ao longo da Sequência 
Principal. l 'm a estrela que perm aneceu durante b i­
lhões de anos queim ando II e depois I le, passa 
extrem am ente rápido pela fase tios processos de 
equilíbrio, em segundos apenas, form ando Fe, para 
ter imediatamente seu combustível nuclear esgo ta ­
d o em sua p a rte c e n tra l. N esta s ituação , a 
tem peratura aumenta muito, a contração torna-se 
insustentável, e a estrela implodc em frações de se­
gundo com prim indo as partículas e form ando uma 
estrela de nêutrons com diâm etro da ordem de 
apenas alguns quilômetros.
Nas camadas mais externas da estrela perm ane­
ce g rande cjuantidade de e lem en tos ainda ra o 
queimados: I I, 1 le, C, O etc. \ implosáo do centro 
causa o colapso generalizado de tais camadas ex­
ternas, com o concom itante grande aum ento da 
tem peratura. \ quantidade dc energia liberada c tão 
grande, em tão pouco tem po (m enos de um se 
gundo), que a estrela explode literalmente, lançando 
para o espaço i m aior parte de seu material, num 
evento único no céu, um grande espetáculo para os 
astrônom os, e que caracteriza a fase de supernova 
(Fig. 1.6). Nesta explosão, grande núm ero de nèu 
trons é liberado pela fissão dos nuclídeos mais 
pesados, e esses nêutrons são imediatamente cap­
turados por outros nuclídios, dando origem aos 
processos denom inados r ('rapid - rápidos) e s (slov 
- lentos) de formação de elem entos novos. \ pro­
va da n u c le o s s ín te s e pelas supernovas esta na 
detecção do espectro de certos elementos instáveis, 
co rno o T ec n éc io , o u a lguns e lem en to s 
transuránicos, tal com o foi observado recentem en­
te pelos astrofísicos.
C) diagrama I l-R tem fundamental importância 
no entendim ento da evolução estelar, descrita an­
tes, v isto que podem se r o b se rv ad as estre las 
individuais em todas as etapas evolutivas, e deter 
minadas as suas propriedades atrav és de análises 
espectrais de diversos tipos. Apôs longa perm anên­
cia sobre a Seciiéncia Principal, produzindo He, a 
luminosidade das estrelas aumenta nas fases seguin
Capítulo 1 * 0 Planeta Terra e suas O rigens
Fig. 1.6 Exemplo de fase de supernova. Nebulosa com formato 
de uma "ampulheta", mostrando os aneis ejetados de gases (N, 
H, O) resultantes de sua explosão. Fotografia tomado do teles­
cópio Hubble. Fonte: NASA.
tcs, de gigante verm elha e de supergigante verm e­
lha, mas diminui a tem peratura de sua superfície, 
pnr causa da expansão. As estrelas se deslocam en ­
tão para a parte superior direita do diagram a (Fig. 
1.4). Por ou tro lado, com a perda de lum inosidade 
que antecede a m orte das estrelas, as anãs brancas 
vão se situar na parte inferior do diagram a, abaixo 
da Sequência Principal.
\ssim , os elem entos constituintes do Universo 
foram form ados em parte durante a nucleogcncsc, 
nos tem pos que se sucederam ao B/g Ba/ig (basica­
m ente II e He), ou então foram sin tetizados no 
in terio r das estrelas em p rocessos denom inados 
genericam ente de nucleossíntese. Aqueles com nu­
m ero a tôm ico in te rm ed iário en tre o He e o Fe
form aram -se durante a evolução das estrelas, nas 
partes centrais das gigantes verm elhas, enquanto 
aqueles com núm ero atôm ico superior ao do Fe o r i­
ginaram-se unicam ente naqueles instantes mágicos 
das explosões das supernovas. Ao m esm o tempo, 
desaparecendo a estrela-m ãc, toda a sua matéria foi 
devolvida ao espaço interestelar, fertilizando-o c 
possivelm ente dando início a um novo ciclo de evo­
lução estelar.
Som ente as estrelas de massa gigantesca podem 
evoluir até a fase de supernova. I .stima se que em 
cada galáxia ocorrem duas ou três explosões de 
supernovas em cada século. ( ) evento mais brilhan­
te parece ter sido aquele registrado no ano 1054. 
cuja matéria, espalhada pela explosão, deu origem 
á Nebulosa do Caranguejo (Fig. 1.4).
Kxiste uma relação
íntima entre a origem do Uni­
verso e a dinâm ica tias estrelas, po r um lado, e 
abundância dos elem entos nos sistemas estelares, 
por outro. Explosões de supernovas rém com o con ­
sequência im p o rta n te que os novos e lem en tos 
form ados, prim eiram ente no interior da estrela, e 
posteriorm ente durante a explosão, são devolvidos 
ao espaço e m isturados ao meio interestelar, essen 
cialmente constituído no início de II t He. Desta 
form a, as novas estrelas a se form arem a partir de 
tal m istura já começariam a sua evolução com um 
com plem ento de elem entos pesados, incluindo-se 
aí os isótopos radioativos de meia-vida longa, como 
U e T h. Este é o m ecanism o pelo qual o Universo 
se torna progressivam ente mais rico cm elementos 
pesados. Estrelas form adas rcccntem enre possuem 
cerca de 100 a 1.000 vezes mais l e e outros ele 
m entos mais pesados do qtu aquelas mais antigas, 
form adas em épocas mais próximas da origem do 
Universo.
O Sistema Solar foi form ado há “apenas’' 4,6 
bilhões de anos, quando o Universo já contava de S 
a 10 bilhões de anos de idade. A n e b u lo sa solar 
r e s u l to u p o s s iv e lm e n te da e x p lo sã o de um a 
supernova, cuja massa estimada teria sido de ap ro ­
ximadamente S massas solares, e que em sua fase 
final teria sintetizado os elem entos pesados que hoje 
constituem o Sol c seus planetas (Fig. 1.7:. Portan­
to, a matéria constituinte dos corpos planetários do 
Sistema Solar possui certa quantidade de elem en­
tos pesados, e constituição química coerente (ver as 
denom inadas abundâncias solares na Tabela 1.2).
10 D e c i f r a n d o a T e r r a
T a b e la 1.2 A bundância Solar dos e lem entos. Em bora existam diferenças de estrela para estrela, por causa 
da p rópria d inâm ica in terna , a abundância so lar e tida com o um va lo r m éd io representativo da constituição 
qu ím ica do Universo, tam bém cham ada abundância cósmica (valores em á to m o s /10 Si).
z Elemento Abundância Z Elemento Abundância Z Elemento Abundância
1 H 2,72x1010 29 Cu 514 58 Ce 1,16
2 He 2,18x10a 30 Zn 1.260 59 Pr 0,174
3 Li 59,7 31 Ga 37,8 60 Nd 0,836
4 Be 0,78 32 Ge 118 62 Sm 0,261
5 B 24 33 As 6,79 63 Eu 0,0972
6 C 1,21x107 34 Se 62,1 64 Gd 0,331
7 N 2,48x10õ 35 Br 11,8 65 Tb 0,0589
8 0 2,01x107 36 Kr 45,3 66 Dy 0,398
9 F 843 37 Rb 7,09 67 Ho 0,0875
10 Ne 3,76x106 38 Sr 23,8 68 Er 0,253
11 Na 5,70x104 39 Y 4,64 69 Tm 0,0386
12 Mg 1,075x106 40 Zr 10,7 70 Yb 0,243
13 Al 8,49x104 41 Nb 0,71 71 Lu 0,0369
14 Si 1,00x106 42 Mo 2,52 72 Hf 0,176
15 P 1.04X104 44 Ru 1,86 73 Ta 0,0226
16 S 5,15x105 45 Rh 0,344 74 W 0,137
17 Cl 5.240 46 Pd 1,39 75 Re 0,0507
18 Ar 1,04x105 47 Ag 0,529 76 Os 0,717
19 K 3.770 48 Cd 1,69 77 Ir 0,660
20 Ca 6,11x104 49 In 0,184 78 Pt 1,37
21 Sc 33,8 50 Sn 3,82 79 Au 0,186
22 Ti 2.400 51 Sb 0,352 80 Hg 0,52
23 V 295 52 Te 4,91 81 Ti 0,184
24 Cr 1,34x104 53 I 0,90 82 Pb 3,15
25 Mn 9.510 54 Xe 4,35 83 Bi 0,144
26 Fe 9,00x105 55 Cs 0,372 90 Th 0,0335
27 Co 2.250 56 Ba 4,36 92 U 0,0090
28 Ni 4.93x104 57 La 0,448
Fonte: Anders & Ebihara, 1982
Capítulo 1 * 0 Planeta Terra e suas O rigens 11
1.4 O Sistem a Solar
N o s s o Sol é uma estrela d e média grandeza, o c u ­
p a n d o a posição central na Sequência Principal no 
diagrama H R (Fig. 1.5'. Com o tal, cncontra-se for­
m ando I le pela queima de H, há cerca de bilhões 
de anos. Possivelmente, perm anecerá nesta fase por 
outros tantos bilhões de anos, antes de evoluir para 
a fase de gigante vermelha, anã branca, e finalmen- 
re tornar se uma anà negra.
( )s demais co rpos que pertencem ao Sistem a 
Solar (planetas, s a té l ite s , a s te ró id e s , c o m e ta s , 
além de poeira e gás) form aram-se ao m esm o tem ­
po em que sua estrela central. Isto confere ao sistema 
uma organização harm ônica no tocante à distribui­
ção d e sua massa e ás trajetórias orbitais de seus 
corpos maiores, os planetas e satélites. A massa do 
sistema (9().<5 "«») concentra-se no Sol, com os pla­
netas girando ao seu redor, em órbitas elípticas de 
pequena excentricidade, v irtualm ente coplanares, 
segundo um plano básico denom inado ec líp tic a . 
Neste plano estão assentadas, com pequenas incli­
nações , as órbitas de todos os planetas, e entre Marte 
e lúpiter orbitam tam bém num erosos asteróides. 
Por sua vez, a grande maioria dos com etas parece 
segu ir tam bém ó rb ita s p ró x im as do p lan o da 
eclíptica. (> m ovim ento de todos estes corpos ao 
redor do Sol concentra praticam ente todo n m o­
m ento angular do sistema.
\ 'Iabela 1.5 reúne <>s principais parâm etros fí­
sicos tios planetas do Sistema Solar. São, de dentro 
para fora do sistema: Mercúrio, Ycnus, Terra, Mar 
te, Júpiter. Saturno, l rano, N etuno e Plutão. Pode-se 
verificar que suas distâncias em relação ao Sol o be­
decem a uma relação empírica (a denom inada 'le i 
de T itiu s -B o d e ’ proposta por |.F . Bode :
d ~ 0,4 F 0,3 x 2n
na qual d e a distância helioccntrica em unidades 
astronôm icas (l \ = distância média entre a Terra 
c o Sol. equivalente a cerca de 150 m ilhões de km}, 
e n e igual a -x- para Mercúrio, zero para Yénus, e 
tem núm eros de I a 8 para os planetas (Terra até 
Plutão). O s asteróides têm n= 5.
\s características geométricas, cinemáticas e di­
nâm icas dos p lane tas do S istem a Solar foram 
condicionadas pela sua origem comum . O s plane­
tas p o d em ser c la ss if ica d o s em in te rn o s (ou 
terrestres, ou telúricos) e externos (ou jovianos). Pela
. . . - M ercúrioVenus •
« Terra
^ d ? v . V í * - - 'w Cinturão de 
asteróides
Saturno
Júpiter ( / )
0)
(S
3
0)
(/)o
Q>
Urano
Netuno
Plutão
Fig. 1.7 O Sistema Solar. Os quatro planetas internos situ 
am-se mais perto do Sol e são rochosos e menores em 
tamanho, enquanto os quatro planetas externos são gigantes; 
estes possuem satélites majoriloriamente gasosos e com nú­
cleos rochosos. O planeta mais distante, Plutão, é um pequeno 
i.orpu congelado de metano, água e rocha. Notar o cinturão 
de asteróides que se localiza enlre o grupo de planetas inter­
nos e externos.
Tabela 1.3, verifica-se que os planetas internos pos­
suem massa pequena e densidade média semelhante 
â da Terra, da ordem de 5 g /ern , enquanto que os 
planetas externos possuem massa grande e densi 
dade media próxima â do Sol. ( )s incontáveis corpos 
de dimensões m enores, que orbitam no cinturão de 
asteróides (o m aior asteróide conhecido, < Ares, tem 
diâmetro da ordem de km), apresentam caracte­
rísticas variáveis, porém mais assemelhadas àquelas 
dos planetas internos. O s planetas internos possu 
cm poucos satélites e atm osferas finas e rareleitas. 
|á os planetas externos possuem norm alm ente mais 
satélites e suas atm osferas sâo muito espessas e de 
composição muito parecida à tio Sol, com predom i­
nância tle II e 1 le.
12 D e c i f r a n d o a T e r r a
T a b e la 1 .3 P a râm etros fís icos dos p lane tas do S istem a Solar.
Planeta Mercúrio Vênus Terra M arte Júpiter Saturno Urano Netuno Plutõo
Raio(RJ 0,38 0,95 i 0,53 11,21 9,45 4 3,88 0,18
Massa (MJ 0,055 0,814 i 0,104 317,7 99,66 14,53 17,06 0,002
Densidade (g/cm3) 5,4 5,2 5,5 3,9 1,3 0,7 1,3 1,6 2
Atmosfera (%} CO , (96) 
N (3)
N (78) 
0 (2 1 )
C O j (95) 
N (3)
H (78) 
He (20)
H (78) 
He (20)
H + He(15) 
HjO, CH4, 
N H , (60)
H -l-He (10) 
HjO, CH., 
NH.( (60)
Satélites 1 2 16 '8 15 8 1
Distância (UA) 0,39 0,72 1 1,52 5,2 9,55 19,19 30,11 39,53
Duração do ano 
dias terrestres
88 225 365 /« 687 4.347 10.775 30.680 60.266 90.582
Rotação (dia) 58,6 -243 0,99 1,03 0,41 0,45 -0,72 0,67 -6,39
Excentricidade 0,21 0,01 0,02 0,09 0,05 0,06 0,05 0,01 0,25
Diâmetro do 
equador (km)
4.879 12.104 12.756 6.794 142.984 120.536 51.118 49.528 2.300
Inclinação orbital 7,00 3,39 0 1,85 1,31 2,49 0,77 1,77 17,15
R3 / e M€l/ respectivamente, raio (ó.378km) e massa (5,98x1 CF11) da Terra.
As diferenças fundamentais entre planetas internos 
e externos podem ser atribuídas ã sua
evolução quí­
mica primitiva. Basicamente, os últimos são gigantes 
gasosos, com constituição química similar à da nebu­
losa solar, enquanto que os internos são constituídos 
de material mais denso. Como será descrito adiante, 
tais diferenças, a partir c.e uma química inicial similar, 
se devem a um evento de alta temperatura que ocor­
reu num a fase precoce da evolução dos sistemas 
planetários, responsável pela perda de elementos vo­
láteis pelos planetas internos.
Segundo os modelos mais aceitos (por exemplo o 
de Safronov, 1972), a origem do Sistema Solar re­
monta a uma nebulosa de gás e poeira cósmica, com 
com posição química correspondente á abundância 
solar dos elementos (Tabela 1.2). \ nebulosa tinha for­
ma de um disco achatado, em lenta rotação. Nos 
primórdios da evolução, ocasião em que a sua estrela 
central, o Sol, iniciava seus processos internos de fu­
são nuclear, a temperatura dc ioda a região mais inter­
na, pouco aquém da órbita de Júpiter, permanecia 
elevada. Com o resfriamento gradativo, pela perda de 
energia por radiação, parte do gás incandescente 
condensou-se em partículas solidas, iniciando o prn 
cesso de acresção planetária, mediante colisões entre 
tais partículas, guiadas pela atração gravitacional.
Provavelmente formaram-se no estágio inicial ai 
guris anéis com concentração maior de material sólido, 
separados por espaços com menor concentração. \ 
medida que ocorreu o resfriamento, o material dos 
ancis foi se concentrando em corpos com dimensões 
da ordem de um q u ilôm etro , ou pouco m aior 
p lanetésim osi, que posteriormente se aglomeraram 
em corpos ainda maiores (protoplanetas). l inalmente. 
estes varreram as respectivas órbitas, atraindo para si, 
pela ação gravitacional, todo o material sólido que gi 
rava nas proximidades, dando origem aos planetas, 
b.mbora seja desconhecida a duração do processo de
Capítulo 1 • O Planeta Terra e suas O rigens 13
acresçào planetária, estima-se que, numa escala de tem ­
po cósmica, ele foi muito rápido, pois a cristalização 
de corpos diferenciados, conform e será visto a seguir, 
ocorreu no máximo 200 ou 300 milhões de anos após 
os processos de nuclcossintese que originaram a ne­
bulosa solar.
( ) processo de acresçào planetária, extremamente 
complexo, não e totalmente cdnhecido, de tal modo 
cjue «>s modelos não explicam adequada mente todas 
as particularidades observadas nos planetas e satélites 
do Sistema Solar. Independentemente do modelo es­
colhido, parece que o estágio inicial da form ação 
planetária corresponde à condensação da nebulosa cm 
resfriamento, com os primeiros sólidos, minerais re- 
fratários aparecendo a uma temperatura da ordem de 
l.” Mt k . () mecanismo para agregar as partículas, 
possivelmente relacionadt > com afinidade química, ain 
da e obscuro. Por outro lado. os proroplanctas, de 
d im ensões g ran d es e com apreciável cam po 
gravitacionai, podem atrair e reter planctcsimos. N o 
citado modelo de Safronov, em cerca de lOU milhões 
de anos poderíam ter-se acumulado {)~ 98°"«> do m a­
terial que constitui hoje o planeta Terra.
\s diferenças nas densidades dos planetas internos 
.Tabela 1.3), decrescendo na ordem Mercúrio I erra 
Yémis M arte (e tam bém l.ua), são a tribu ídas a 
progressão do acrescimento, visto que a composição 
química da nebulosa original foi uniforme e análoga à 
abundância solar dos elementos.
l inalmente, após os eventos relacionados com sua 
acresçào, os planetas internos passaram por um esta­
gio de fusão, c o n d ic io n a d o pelo au m e n to de 
temperatura ocorrido em seu interior, com o intenso 
calor produzido pelos isótopos radioativos existentes 
em quantidade relevante, nas épocas mais antigas da 
ev* >1 ução planetária. ( ’om seu material em grande parte 
no estado liquido, cada planeta sofreu diferenciação 
química e seus elementos agregaram se de acordo com 
as afinidades químicas, resultando num núcleo metáli 
co interno, constituído essencialmente de Fe e \ i , 
envo lto p o r um espesso m an to cie co m posição 
silicádca (( ap. .3). N o caso dos planetas externos, além 
de conterem II e 11c, ao lado dc outros compostos 
voláteis em suas atmosferas exteriores, acredita-se que 
tenham núcleos interiores sólidos, em que predom i­
nam compostos silicáticos. Tanto no caso do episódio 
inicial da acresçào planetária, com o neste episódio 
posterior de diferenciação geoquímica, são cruciais os
conhecimentos obtidos pela mctcorítica. cjue serão 
vistos a seguir.
1.5 M eteoritos
Meteoritos são Fragmentos de matéria sólida pro 
venientes do espaço. \ imensa maioria, dc tamanho 
diminuto, é destruída e volatiJizada pel< > atrito, por oca 
sião de seu ingresso na atm osfera da Terra. < >s 
m eteoros (estrelas cadentes) - esfrias luminosas cjue 
sulcam o céu e são observadas em noites escuras e 
sem nuvens são os efeitos visíveis de sua chegada. 
Apenas os meteoritos maiores conseguem atingir a 
superfície da Terra. Alguns cuja massa alcança diversas 
toneladas produziram crateras de impacto cjue vez ou 
outra são descobertas. Por exemplo, um meteorito 
com cerca de 150.000 toneladas chocou-se com a Terra 
há cerca de 50.000 anos, cavando o \lt/ror ( r<u<> 
(Arizona, H.L.A.), uma depressão com 1.200 metros 
de diâmetro e ISO metros de profundidade (Fig. 1.8). 
Um impacto m etenrítico ainda maior, ocorrido cm 
época ainda não determinada, produziu uma cratera 
com cerca de 3.600 metros de diâmetro nas proximi 
dades da cidade de São Paulo, hoje, porem, preenchida 
por sedimentos (Caj">.23).
() estudo de algumas trajetórias, quando a obser­
vação foi possível, indicou como provável região dc 
origem dos meteoritos o anel de asteróides já referi 
do que se situa entre as órbitas de Marte e de (úpiter 
(Fig. 1.7). Análises químicas de alguns meteoritos su 
gerem uma proveniència da I .ua, e também de Marte, 
arrancados das superfícies desses corpos por grandes 
impactos.
Fig. 1.8 Meteor Crater, Arizona, EUA. Fonte: NASA.
14 D e c i f r a n d o a T e r r a
As amostras de meteoritos conhecidas e estudadas 
pela m ctcoritica o ramo da Ciência que estuda es­
ses corpos sào da ordem de 1.700. Porém, alguns 
milhares de amostras adicionais estào sendo continua­
mente coletados por expedições na Antártica. A busca 
de meteoritos e grandemente facilitada na calota gela­
da, onde eles se concentram na superfície (juntamente 
com outros resíduos sólidos)* com o passar do tem­
po, por conta da redução do volume das geleiras, 
causada pela ação do vento combinada com a trajetó­
ria ascendente do fluxo do gelo quando este encontra 
elevações t(>pográficas.
( )s m eteo rito s subd iv idem -se em classes e 
subclasses, de acordo com suas estruturas internas, 
composições químicas e mincralógicas (Tabela 1.4).
Dois aspectos da mctcoritica sào importantes para 
o entendim ento da evolução primitiva do Sistema 
Solar: a significação dos meteoritos condriticos para o 
processo de acresçào planetária e a significação tios 
meteoritos diferenciados em relação à estrutura inter 
na dos planetas terrestres.
Os meteoritos do tipo condrítico correspondem a 
cerca de 86% do total, em relação às quedas de tato 
observadas, sendo que 81% correspondem aos do tipo 
ordinário, enquanto que os outros 5" o sào os chama­
dos condritos carbonáceos (Tabela 1.4).
C om exceção de alguns tipos de cond rito s 
carbonáceos, todos os demais tipos de condritos pos­
suem cô n d ru lo s , pequenos glóbulos esféricos ou
T a b e la 1 .4 C lass ificação s im p lif ic a d a dos m e te o rito s .
Condritos (86%)
Características: Primitivos não diferenciados. Idade 
entre 4,5 e 4,6 bilhões de anos. Abundância solar (cós- 
Ordinários (81%) mica) dos elementos pesados.
Possuem côndrulos, à exceção dos condritos carbonáceos 
tipo C l .
Composição: Minerais silicáticos (olivinas e 
Carbonáceos (5%) piroxênios) fases refratárias e material metálico (Fe e Ni).
Meteoritos 
Rochosos (95%)
Proveniência provável: Cinturão de asteróides.
C a ra
c te r ís t ic a s :
Diferenciados. Idade entre 4,4 e 4,6 bilhões de anos, à exceção daqueles 
do tipo SNC, com idade aproximada de 1 bilhão de anos.
Composição: Heterogênea, em muitos casos similar à dos basaltos ter- 
Acondritos (9%) restres. Minerais principais: Olivina, piroxênio e plagioclásio.
Proveniência provável: Corpos diferenciados do cinturão de asteróides, 
muitos da superfície da Lua, alguns (do tipo SNC) da superfície de Marte 
(Shergottitos-Nakhlitos-Chassignitos).
Meteoritos
ferro-pétreos
(siderólitos)
d % )
Composição: Mistura de minerais silicáticos e material metálico (Fe + Ni) 
Proveniência provável: Interior de corpos diferenciados do cinturão de asteróides.
Meteoritos Composição: Mineral metálico (Fe -+- Ni).
Metálicos
(sideritos) (4%) Proveniência provável: Interior de corpos diferenciados do cinturão de asteróides
Capítulo 1 * 0 Planeta Terra e suas O rigens 15
elipso idais, com d iâm etros n o rm alm en te 
submilimctricos (0,5-1 mm), e constituídos de mine­
rais silicáticos (lig . 1.9), principalm ente olivina, 
piroxènios ou plagioclásios. Hstes minerais, que serào 
vistos no ( ap. 2, sào os mesmos que se encontram 
em certos tipos de rochas terrestres, denominadas 
magma ricas, formadas pela cristalização de líquidos 
silicáticos (magmas), originados nas profundezas da 
ferra. Por analogia, os còndrulos devem ter se for­
mado, com grande probabilidade, por cristalização 
de pequenas gotas quentes (temperatura da ordem de 
2.000"C), que vagavam no espaço em grandes quanti 
dades. ao longo das órbitas planetárias, cm ambientes 
virtualmcntc sem gravidade.
Fig. 1.9 Meteorito condritico (Barwell Inglaterra). Fonte: IPR/ 
7-79. British Geological Survey @ NERC. All rjghls reserved.
Os condfitos ordinários consistem em aglomera­
ções de còndrulos. Nos interstícios entre os còndrulos, 
aparecem materiais metálicos, quase sempre ligas de 
ferro e níquel, ou sulfetos desses elementos, fazendo 
com que o conjunto tenha uma composição química 
global muito similar àquela preconizada para a pró 
pria nebulosa solar para quase todos <>s elementos, 
com exceção de 11, I le, c alguns outros entre os mais 
voláteis. Em consequência, tais meteoritos condríticos 
(e entre estes os condritos carbonáccos do tipo (1 ) 
sào considerados os corpos mais primitivos do Sistc 
ma Solar diretamente acessíveis para est udo científio». 
A interpretação d t sua origem t a ele que des sào 
fragmentos de corpos parem ais maiores, mais ou 
menos hom ogêneos em composição, que existiam 
como plancrcsimos na região do espaço entre Marte e 
(úpiter, que não chegaram a sofrer diferenciação quí­
mica, permanecendo portanto sem transformações 
importantes em suas estruturas internas. \ figura 1.1 <> 
ilustra a formação e evolução primitiva dos corpos 
parentais dos meteoritos.
\ própria existência dos còndrulos indica que o 
material formou-se durante o resfriamento c a cor­
respondente condensação da nebulosa solar, portanto, 
antes dos eventos principais de acrcsçà< > planetária. Mais 
ainda, indica que houv e um estagio de alta temperatu 
ra, seguramente acima de l.~Mi)( t provavelmente 
próxim o de 2.0()0"C, pelo m enos cm toda a parte 
in terna do Sistema Solar, incluindo <> anel dos 
asteróides. Considera se que este- evento de alta tem 
peratura, ocorrido numa fase precoce da evolução tios
Acresçao
\ i '• t*- -----* ( + q+\ v '
 ̂/ \»
Acresçao
fra g m e n ta ç ã o
rs w ss
’ 4 
V
. Condi rtos
Crosta
u
/ Manto . . . . s \ I . :: _
/ Srdentos — *
Diferenciação
Acondittos 
Fragm entação 1
Fig. 1.10 Esquema simplilicado da 
origem dos corpos parentais dos 
meteoritos. Grandes impactos no 
espaço causaram a fragmentação 
desses corpos parentais, originan­
do diferentes tipos de meteoritos
16 D e c i f r a n d o a T e r r a
sistemas planctárô >s, renha sido ò responsável pela per­
da dos elementos mais voláteis, e principalmente 11 e 
I le, por parte do material que viria mais tarde a cons­
tituir os planetas internos, seus satélites e cs asteróides.
( >s coridritos carhonáceos do tipo Cl contém mi 
nerais hidratados e compostos orgânicos, formados em 
temperaturas relativamente baixas, c nâo possuem 
cóndrulos. Vlém disso, apresentam uma composição 
química muito próxima da abundância solar dos ele­
m entos, à excecào dos elem entos gasosos e dos 
compostos mais voláteis. Assim, este ripo é considera­
do o riais p rim itivo e m enos diferenciado dos 
produtí »s condensados da matéria planetária inicial. Suas 
feições particulares sugerem que seus corpos parentais 
foram menos aquecidos do que os que deram origem 
aos demais condritos e portanto estariam situados a 
maiores distâncias do Sol, na região orbital entre Mar­
te e Júpiter.
( )saco n d rito s ,s id e ró lito s«. sideritos Tabela l.-l; 
perfazem cerca de 14" o das quedas recuperadas. A 
Fig. 1.11 mostra a estrutura interna típica de um sidento, 
formada pelo intcrcresdmcmo de suas fases minerais 
na época da sua formação, ainda no interior do nú­
cleo do corpo parental.
Fig. 1.11 Siderito de Coopertown, EUA. Foce polido mos­
trando a estruturo típica de Widmonstalten, produzida pelo 
intercrescimento de lamelas de dois minerais diferentes, am­
bos constituídos de Fe e Ni Siderito de Coopertown, EUA. 
Fonte: IPR/7-/9. British Geological Survey @ NER.C. All righls 
reserved.
F.sses meteoritos nào-condríticos correspondem a 
diversas categorias de sistemas químicos diferentes, 
form ados em processos m aiores de diferenciação 
geoqutcnica, no interior de corpos parentais maiores 
do que aqueles que deram origem aos condritos e que 
atingiram dimensões superiores aos limites críticos para
a ocorrência de fusão interna. De certa íorma, trata se 
de sistemas químicos complementares em relação to 
“modelo condrítico”.
N o âmbito da evolução dos corpos parentais dos 
meteoritos, até a sua fragmentação final (Fig. 1.1*)), o 
processo acrecionário inicial seria similar, e no caso do 
corpo parental não atingir grandes dimensões, a sua 
fragmentação produzi ria apenas condritos. Para »s 
corpos maiores, a energia dos impactos, aliada ao i a 
lor produzido pelas desintegrações de determinados 
isõtopos radioativos existentes no material, elevariam 
a temperatura c produziríam a fusão do material, com 
a consequente separação das fases silicãticas em rela 
çãu às fases metálicas. ( K corpos parentais, tanto 
diferenciados cr ano não diferenciados, colidiram en 
tre si, fragmentando se e produzindo objetos menores, 
como os atuais asteróides. Muitos dos fragmentos re 
sulranres das inúmeras colisões acabariam cruzando 
eventualmente com a órbita da Terra e seriam captu­
rados por cia, como m eteoritos, devido a atração 
gravi racional.
(1 estudo dos meteoritos permite o cstnbelccimen 
to, com certa precisão, da cronologia dos eventos 
ocorridos durante a evolução primitiva do Sistema 
Solar. Determinações de idade, obtidas diretamerte 
nos diversos tipos de meteoritos, tèm revelado uma 
quase totalidade de valores entre 4.600 e 4.400 mi 
Ihòes de anos, sendo que ha determinações de grande 
precisão em certos meteoritos rochosos (portanto di 
fercnciados) por volta de 4.560 milhões de anos. \ 
principal exceção refere-se ao grupo de meteoritos 
do tipo SNC (Shcrgottitos-Nakhlitos Chassignitosg 
cujas idades de cristalização são da ordem de 1.00*) 
milhões de anos. I .stas idades mais jovens e a natureza 
e mineralogia basáltica (silicatos lerro-magnesianos 
principalmente) destes meteoritos apoiam sua prove- 
niência de Marte.
Com base na idade dos meteoritos diferenciados 
por volta de 4.560 milhões de anos, evidenciou-se qae 
naquela época j;i tinha ocorrido acumulo de material 
cm corpos parentais com dimensão suficiente para 
ensejar diferenciação geoquítuica. Como corolário, os 
planetas terrestres também devem ter sido tormados 
de acordo com este cronogramn. Segundo o modelo 
já mencionado ce Safronov, a acumulação de 9~ 98". 
do material do planeta Terra teria ocorrido cm cerca 
dc 100 milhões de