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Disciplina: Geologia Geral Professor: Sydney Sabedot 
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2. PLANETA TERRA: DO BING BANG AOS DIAS ATUAIS 
 
1. INTRODUÇÃO 
A busca da origem do Universo e da Terra, esta pequena parte nele contida, remonta às mais 
antigas mitologias registradas. Atualmente, a explicação científica mais aceita é a teoria da Grande 
Explosão (Big Bang), a qual considera que o Universo começou cerca de 13,7 bilhões de anos atrás 
a partir de uma explosão cósmica. Antes desse instante, toda a matéria e energia estavam 
concentradas em um único ponto de densidade inconcebível. Embora pouco se sabe acerca do que 
ocorreu na primeira fração de segundo após o início do tempo, os astrônomos obtiveram um 
entendimento geral dos bilhões de anos que se seguiram. Desde aquele instante, em um processo 
que ainda continua, o Universo expandiu-se e diluiu-se para formar galáxias e estrelas. A Geologia 
analisa os últimos 4,5 bilhões de anos dessa vasta expansão, um tempo durante o qual o Sistema 
Solar - a estrela Sol e os planetas (entre eles, a Terra) que nela orbitam - formou-se e evoluiu. Neste 
capítulo serão apresentadas informações que retratam a evolução que ocorreu desde a Grande 
Explosão até os atuais dias do planeta Terra. 
 
2. O BIG BANG E A ORIGEM DO UNIVERSO 
 De acordo com a teoria do Big Bang, o Universo já foi infinitamente pequeno, denso e 
quente. A Grande Explosão, ocorrida há 13,7 bilhões de anos, deu início a um processo de 
expansão e resfriamento que continua até hoje. A partir daquele evento, espaço, tempo, energia e 
matéria passam a existir. Antes dele, os físicos não sabem o que existia! 
 Também não se sabe o que teria provocado a explosão. O tempo decorrido desde a explosão 
até a formação de matéria é dividido em eras cósmicas pelos físicos. A Tabela 1 mostra os diversos 
aspectos quanto ao tempo decorrido, diâmetro do Universo naquele tempo, sua temperatura e os 
eventos relacionado. 
 
2.1. A ESTRUTURA DO UNIVERSO 
A Astronomia ensina que existem incontáveis estrelas que se dispõem no céu de uma 
maneira ordenada, segundo hierarquias. As estrelas agrupam-se primeiramente em galáxias, cujas 
dimensões são da ordem de 100.000 anos-luz (distância percorrida à velocidade da luz, 300 mil 
km/s, durante um ano). As Figuras 1 e 2 apresentam duas formas comuns de galáxias: elíptica e 
espiral. A estrutura interna das galáxias contém mais de 100 bilhões de estrelas de todas as 
dimensões, com incontáveis particularidades. O planeta Terra pertence à Via Láctea, uma galáxia 
com forma espiral. O Sol, a estrela central do Sistema Solar, no qual a Terra está inserida, está 
situado num de seus braços periféricos. 
As galáxias, por sua vez, se agrupam em aglomerados de galáxias, que podem conter entre 
algumas dezenas a alguns milhares de galáxias (Figura 3). A Via Láctea pertence ao chamado 
Grupo Local, que inclui também a Galáxia de Andrômeda e as Nuvens de Magalhães. O maior 
nível hierárquico do Universo é o de superaglomerados de galáxias, compostos por até dezenas de 
 
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milhares de galáxias, e com extensões que atingem centenas de milhões de anos-luz (Figura 4). O 
Grupo Local pertence ao Superaglomerado de Virgem. 
Tabela 1. As diversas eras cósmicas do Universo desde o Big Bang até a atualidade. 
ERA 
CÓSMICA 
TEMPO 
(s) 
DIÂMETRO TEMPERATURA 
(°K) 
EVENTOS 
De Planck 0 – 10-43 1,6 x 10-35 m 1,4 x 1032 Nenhuma teoria física atual consegue 
descrever o que ocorreu no Universo 
durante este tempo. 
Da Teoria da 
Grande 
Unificação 
10-43 – 10-35 10-26 m 1027 
(1.000 trilhões de 
trilhões °C) 
Matéria e energia eram completamente 
intercambiáveis. 
As quatro forças fundamentais da natureza 
(nuclear forte, nuclear fraca, eletromagnética 
e gravitacional) estavam unificadas. 
Da Inflação 10-35 – 10-32 10 m 1025 Expansão considerável do Universo para um 
tamanho que variou entre uma bola de gude 
e um campo de futebol. Ou seja, passou do 
Universo Primordial para o Universo 
Observável. 
Dos Quarks 
(Eletrofraca) 
10-32 – 10-6 1014 m 
(100 bilhões 
km) 
1013 
(1.000 trilhões °C) 
Formação de partículas Bóson X, de massa 
muito alta, e suas antipartículas Antibóson X 
a partir de energia, que se aniquilavam e 
retornavam à energia (*1). 
Separação da Força Eletrofraca. 
Hadrônica 10-6 – 10-3 1015 m 1012 Quarks e Antiquarks começam a se 
combinar para formar as partículas Hádrons, 
que incluem Bárions (Prótons e Nêutrons), 
Antibárions e Mésons. 
Leptônica 10-3 – 1 10 anos-luz 1010 Durante esta Era, os Léptons (Elétrons, 
Neutrinos e suas antipartículas) são muito 
numerosos. No final dela, os Elétrons se 
aniquilam com os Pósitrons (Antielétrons). 
Da 
Nucleossíntese 
1 – 200 10 mil 
anos-luz 
108 
(100 milhões de °C) 
Prótons e Nêutrons começam a formar 
núcleos de hélio-4 (2 Prótons e 2 Nêutrons) 
e quantidades diminutas de hélio-3, lítio e 
deutério. 
Opaca 200 s a 
300 mil anos 
100 milhões 
anos-luz 
3.000 
(2.700 °C) 
As partículas de matéria (principalmente 
Elétrons, Prótons e núcleos de hélio) estão 
num estado de interação contínua com os 
Fótons, tornando o Universo “nevoento”, ou 
opaco. 
Ainda era energético demais para que os 
átomos se formassem. 
Da Matéria 300 mil anos 
até hoje 
78 bilhões de 
anos-luz 
2,7 (média) Prótons e núcleos atômicos capturam 
Elétrons, formando os primeiros átomos. 
Matéria e energia se desacoplam. Os 
Elétrons agora ligam-se a átomos e os 
Fótons são liberados para viajarem através 
do Universo, como radiação. 
Forma-se o átomo de hidrogênio (um Próton 
e um Elétron). 
O Universo torna-se transparente e as 
primeiras estrelas começam a se formar 200 
milhões de anos após o Big Bang. 
 
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(*1): Estas partículas eram instáveis e decaiam em outras partículas e antipartículas (Quarks e 
Antiquarks, Elétrons e Pósitrons (Antielétrons), entre outras. Uma particularidade do Bóson X e sua 
antipartícula é que, quando eles descaíram, produziram um ligeiro excesso de partículas sobre 
antipartículas. Isto é, cerca de um bilhão e uma partículas para cada um bilhão de antipartículas. 
Quando eles se aniquilaram, sobrou um resíduo de partículas. No final da Era dos Quarks, Quarks e 
Antiquarks se congelam e, em vez de se aniquilar, começam a se agrupar para formar partículas 
mais pesadas, que deram origem a toda matéria atualmente presente no Universo. 
 
 Figura 1. Galáxia elíptica. Figura 2. Galáxia espiral. 
 
 Figura 3. Aglomerado de galáxias. Figura 4. Superaglomerado de galáxias. 
 
2.2. A COMPOSIÇÃO DO UNIVERSO 
 Os cientistas acreditavam que o Universo era composto pela denominada matéria bariônica, 
aquela que se pode ver, tocar, perceber e sentir, além de energia e espaço. Assim, uma parte da 
matéria vagueia pelo espaço como átomos isolados ou moléculas gasosas simples. Outra parte se 
agrega em escalas diversas, desde poeira a estrelas gigantes. A gravidade liga todos estes objetos 
nas grandes nuvens e discos de matéria, as galáxias. 
 
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 Grande parte desta matéria convencional forma um gás tênue dentro e ao redor das galáxias, 
e mesmo mais diluído entre elas. O gás é constituído principalmente de átomos de hidrogênio e 
hélio, mas nuvens no interior das galáxias contêm átomos de elementos químicos mais pesados e 
moléculas simples. O gás das nuvens galácticas está misturado com poeira (na forma de minúsculas 
partículas de carbono e substâncias como silicatos – compostos de silício e oxigênio). Dentro das 
galáxias, gás e poeira constituem o denominado meio interestelar. Porções visíveisdeste meio são 
denominadas nebulosas, as regiões do Universo formadoras de estrelas. No espaço existem, 
também, partículas de matéria na forma de raios cósmicos, correspondendo a partículas 
subatômicas de alta energia viajando a velocidades elevadíssimas através do Universo (Cosmos). 
 Na década de 1970, cientistas estudando fenômenos gravitacionais de aglomerados de 
galáxias identificaram a existência de uma matéria invisível e desconhecida, cuja presença é 
inferida porque se sabe que interage gravitacionalmente sobre a matéria visível (bariônica), como 
estrelas e galáxias. 
 Até há poucos anos, pensava-se que a velocidade de expansão do Universo estaria 
diminuindo com o tempo, mas pesquisadores descobriram, em 1998, que, ao contrário do que se 
esperava, a velocidade de expansão estava acelerando. A explicação para o fenômeno estaria num 
tipo de energia igualmente invisível e desconhecida, que preenche tudo o Universo e exerce uma 
pressão negativa, como uma tensão, fazendo com que o espaço-tempo sofra uma repulsão 
gravitacional. 
Em resumo, a matéria escura é responsável pela atração gravitacional maior que o esperado 
entre as galáxias, mas a energia escura age como força repulsiva, ou atração gravitacional negativa, 
afastando continuamente estrelas e galáxias entre si. A Figura 5 mostra a distribuição dos 
componentes no Universo. 
 
Figura 5. Distribuição dos componentes no Universo. 
 
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3. A ORIGEM DAS GALÁXIAS 
 Há cinco formas de galáxias: espirais, espirais barradas, elípticas (desde esféricas até 
achatadas), lenticulares (em forma de lente) e irregulares. 
A formação das galáxias é um dos quebra-cabeças centrais da astronomia. O modelo mais 
aceito atualmente de evolução galáctica sugere que as galáxias se transformam por colisões e 
interações, isto é, evolução por fusão. O ponto central dessa teoria é que o gás intergaláctico está 
sendo continuamente absorvido pelas galáxias. No Universo jovem, rico em gás, as primeiras 
galáxias a se formarem eram pequenas irregulares ou esferoidais. 
 A medida que aglutinavam mais material e se fundiam, desenvolviam uma estrutura interna, 
dando origem às primeiras espirais. Quando as galáxias espirais se fundiam, o gás de seu disco era 
ejetado e suas estrelas passavam a seguir órbitas aleatórias e se transformavam em elípticas. Se 
houvesse gás intergaláctico suficiente, ele cairia de volta na galáxia elíptica, formando um novo 
disco de gás e poeira que poderia, ao final, desenvolver braços espirais. 
 Nas regiões onde muitos desses eventos ocorreram (por exemplo, em aglomerados de 
galáxias ricos), o gás disponível foi retirado até, por fim, todas as galáxias tomaram a forma 
elíptica, fundindo-se ocasionalmente para compor sistemas ainda maiores. 
 Em resumo, as fusões de galáxias tendem a formar galáxias elípticas, mas a queda de gás 
pode rejuvenescê-las produzindo novos discos e braços com formação estelar. A maneira como 
uma galáxia evolui depende do tempo entre as colisões e da quantidade de gás circungaláctico. 
 
4. NEBULOSAS: BERÇO DE ESTRELAS E PLANETAS 
 As nebulosas são vistas no Universo como manchas difusas e irregulares. Elas formam 
nuvens compostas de poeira interestelar, gás hidrogênio e hélio e plasma. Algumas nebulosas são 
berço de formação de novas estrelas, enquanto outras são restos de estrelas que chegaram ao 
término de seu ciclo vital, ou como resultado de explosões de supernovas. 
 As nebulosas se apresentam em diferentes formatos e tamanhos e são classificadas de 
acordo com o tipo de luz (radiação) que emitem. A radiação emitida pelas estrelas excita uma 
nuvem de gás e poeira que passa a emitir o brilho característico da nebulosa. Alguns tipos 
principais: planetárias, reflexão, emissão, escuras e remanescentes de supernovas. 
Nebulosas são muitas vezes regiões de formações estrelares, como a Nebulosa da Águia 
(Figura 6). Nessas regiões a formação de gás, poeira e outros materiais amontoam-se parar formar 
massas maiores, nas quais atraem mais massas, e eventualmente se tornarão maciças o suficiente 
para se tornarem estrelas. Os materiais remanescentes formam planetas e outros objetos de sistemas 
planetários. 
 
 
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Figura 6. Nebulosa de Águia. 
 
5. O SISTEMA SOLAR 
O Sistema Solar deve ter começado a se formar há 4,6 bilhões de anos, a partir de uma 
gigantesca nuvem de gás e poeira (a nebulosa solar). Ao longo de milhões de anos ela se colapsou 
em um delgado disco em rotação. 
Não se sabe ao certo o que deflagrou o início do colapso dessa nuvem primordial de gás e 
poeira. O certo é que a gravidade, de algum modo, superou as forças de pressão do gás que 
manteriam a nuvem em expansão. Ao colapsar (contrair), a nuvem se achatou num disco em forma 
de panqueca com um bojo central. Esse disco de gás e poeira girava cada vez mais rápido à medida 
que se contraía. A temperatura e densidade da região central cresciam, fazendo com que na região 
próxima ao centro, apenas partículas rochosas e metálicas permanecessem sólidas. Outros materiais 
se vaporizavam. No seu centro, concentra-se uma imensa esfera de plasma (gás ionizado), 
extremamente quente, dando origem a uma estrela, a qual foi denominada Sol. No interior da 
estrela, a fusão nuclear transforma hidrogênio em hélio, gerando quantidades colossais de energia, 
que é gradualmente transportada até escapar pela sua superfície. 
Após determinado tempo, as partículas de rocha e metal se agregaram para formar 
planetesimais, pequenos corpos rochosos, com poucos quilômetros de diâmetros, que foram se 
aglutinando, através de um processo denominação acreção, o qual deu origem aos planetas internos 
Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Nas regiões mais externas ocorria um processo similar, mas as 
partículas sólidas que se agruparam para formar os planetesimais continham grande quantidade de 
gelo formada por água, amônia e metano, além de rochas. Esses componentes diversos construíram 
o núcleo central dos planetas externos, maiores, denominados Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. 
A radiação solar expulsa a maior parte do gás restante e outros materiais que não se 
aglutinaram para formar o Sistema Solar. Planetesimais que sobraram na parte externa do disco 
formaram o Cinturão Kuiper (após a órbita de Netuno) e uma vasta e distante Nuvem de Oort, 
ambos constituindo berçários de cometas. 
A massa do sistema concentra-se no Sol (99,8 %), com os planetas girando ao seu redor, em 
órbitas elípticas de pequena excentricidade, virtualmente coplanares, segundo um plano básico 
denominado plano da eclíptica. Neste, estão assentadas, com pequenas inclinações, as órbitas de 
todos os planetas, e entre Marte e Júpiter orbitam também numerosos asteroides. Por sua vez, a 
 
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grande maioria dos cometas parece seguir também órbitas próximas do plano da eclíptica. A Figura 
7 apresenta a configuração do Sistema Solar, mostrando os planetas orbitando em torno do Sol. 
 
Figura 7. O Sistema Solar. 
Os planetas internos possuem massa pequena e densidade média semelhante à da Terra, da 
ordem de 5,5 g/cm3, enquanto que os planetas externos possuem massa grande e densidade média 
próxima à do Sol (1,4 g/cm3). Os incontáveis corpos de dimensões menores que orbitam no cinturão 
de asteroides apresentam características variáveis, porém mais assemelhadas àquelas dos planetas 
internos. Os planetas internos possuem poucos satélites e atmosferas finas e rarefeitas. Já os 
planetas externos possuem normalmente mais satélites e suas atmosferas são muito espessas e de 
composição muito parecida com a do Sol, com predominância de hidrogênio e hélio. 
 
6. O PLANETA TERRA 
É o terceiro planetado Sistema Solar, apresenta massa aproximada de 6 x 1029 g e 
densidade de 5,52 g/cm3. O raio equatorial terrestre é de 6.378,2 km e o seu volume 1,083 x 1012 
km3. Embora tenha perdido seus elementos voláteis na fase de acreção do Sistema Solar, a Terra 
apresenta uma atmosfera secundária, formada por emanações gasosas durante toda a história do 
planeta, e constituída principalmente por nitrogênio, oxigênio e argônio. A temperatura de sua 
superfície é suficientemente baixa para permitir a existência de água líquida, bem como de vapor 
de água na atmosfera, responsável pelo efeito estufa regulador da temperatura, que permite a 
existência da biosfera. Por causa dos envoltórios fluidos que a recobrem – atmosfera e hidrosfera –, 
a Terra quando vista do espaço assume coloração azulada. 
A característica principal do Planeta Terra é seu conjunto de condições únicas e 
extraordinárias que favorecem a existência e a estabilidade de muitas formas de vida, sendo que 
evidências de vida bacteriana abundante foram já encontradas em rochas com idade de 3,5 bilhões 
de anos. 
A Terra possui importantes fontes de calor em seu interior, que fornecem energia para as 
atividades de sua dinâmica interna e condicionam a formação de magmas e as demais 
 
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manifestações da assim chamada tectônica global. Este processo conjuga-se aos movimentos de 
grandes placas rígidas que constituem a litosfera, a capa mais externa do planeta, que por sua vez 
situa-se em todo o globo acima de uma camada viscosa, mais plástica, a astenosfera. 
Ao mesmo tempo, a superfície terrestre recebe energia do Sol, através da radiação solar 
incidente, que produz os movimentos na atmosfera e nos oceanos do planeta. Estas últimas 
atividades são as que provocam profundas transformações na superfície da Terra, modificando-a 
continuamente. Justificam, assim, o fato de que quaisquer feições primitivas de sua superfície, 
como as crateras de impacto meteorítico, tenham sido fortemente obscurecidas ou totalmente 
apagadas ao longo da sua história. 
A Lua, o satélite da Terra, apresenta 1,25% da massa do planeta a que se relaciona, sendo 
neste particular um dos maiores satélites do Sistema Solar. Tem um diâmetro de 3.480 km e 
densidade de 3,3 g/cm3, portanto muito menor do que a da Terra. A Lua não detém atmosfera. Sua 
origem estaria relacionada ao impacto de um asteroide gigante com a Terra jovem, que teria 
arrancado uma imensa parte de seu manto, cujo material ejetado formou uma densa nuvem de gás, 
poeira e rocha. Com o processo de acreção, este material formou um corpo denso, o qual ficou 
preso à força gravitacional do planeta. 
 
6.1. ESTRUTURA INTERNA DA TERRA 
Não é possível o acesso direto às partes mais profundas da Terra devido às limitações 
tecnológicas de enfrentar as altas pressões e temperaturas. O furo de sondagem mais profundo feito 
até hoje, na Rússia, atingiu apenas 12 km, uma fração insignificante comparada ao raio da Terra de 
6.370 km. Assim, a estrutura interna do planeta só pode ser estudada de maneira indireta, através 
da análise das ondas sísmicas geradas por terremotos e registradas na superfície, as quais permitem 
deduzir as várias características das partes internas da Terra atravessadas pelas ondas. 
A análise de milhares de terremotos durante muitas décadas permitiu construir as curvas 
tempo/distância de todas as ondas refratadas e refletidas no interior da Terra e deduzir a sua 
estrutura principal: crosta, manto superior (ambos formam a litosfera), manto inferior, núcleo 
externo e núcleo interno, assim como as propriedades de cada uma destas camadas principais. 
A primeira camada superficial é a crosta, com espessura variando de 25 a 50 km nos 
continentes e de 5 a 10 km nos oceanos. 
Abaixo da crosta, até a profundidade de 2.900 km, está o manto. A maior parte do manto é 
sólida, mas há uma camada com característica viscosa, separando o manto superior do manto 
inferior, chamada de astenosfera, sobre a qual as placas tectônicas (litosfera) se movimentam. 
Na profundidade maior de 2.900 km encontra-se o núcleo da Terra, formado principalmente 
por ferro e secundariamente por níquel. O núcleo divide-se em núcleo interno (sólido) e núcleo 
externo (líquido). A Figura 8 mostra a constituição física (estrutura interna) da Terra, com suas 
principais camadas, definidas com auxílio das ondas sísmicas. A Figura 9 mostra a constituição 
química das camadas da Terra. 
 
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Figura 8. Estrutura interna da Terra. Fonte: Grotzinger e Jordan (2013), modificada. 
 
 
Figura 9. Constituição química das camadas da Terra. Fonte: Grotzinger e Jordan (2013). 
 
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6.2. TOPOGRAFIA DA TERRA 
Medições precisas demonstraram que a Terra não é uma esfera perfeita. Por causa de sua 
rotação, ela é levemente abaulada no equador e um pouco achatada nos polos. Além disso, a 
curvatura suave da superfície terrestre é quebrada por montanhas e vales e outros altos e baixos. 
Essa topografia é medida com relação ao nível do mar, uma superfície suave determinada no nível 
médio da agua oceânica, a qual corresponde de perto à forma esférica e achatada que se espera da 
Terra em rotação. Muitas feições de significância geológica têm destaque na topografia terrestre 
(Figura 10). Suas duas maiores feições são os continentes, que têm elevações típicas de 0 a 1 km 
acima do nível do mar, e as bacias oceânicas, que têm profundidades médias de 4 a 5 km abaixo do 
nível do mar. A elevação da superfície da Terra varia em aproximadamente 20 km do ponto mais 
alto (Monte Everest, no Himalaia, a 8.850 m acima do nível do mar) até́ o ponto mais baixo 
(Depressão Challenger, na Fossa das Marianas no Oceano Pacifico, a 11.030 m abaixo do nível do 
mar). 
 
Fonte: Grotzinger e Jordan (2013). 
 
REFERÊNCIA 
GROTZINGER, J.; JORDAN, T. Para entender a Terra. 6ª ed., Porto Alegre: Bookman, 2013, 738p.