1º Parte – Geologia
10º Ano
2009/2010
BIOLOGIA E GEOLOGIA
2 – A TERRA, UM PLANETA MUITO
ESPECIAL

1 – Formação do Sistema Solar
 Para se compreender o
processo de formação da
Terra, tem que se perceber
a formação do Sistema
Solar.
 Isto porque os dois
fenómenos ocorreram ao
ao mesmo tempo.

1 – Formação do Sistema Solar
 A compreensão do sistema solar
tem vindo a mudar ao longo dos
tempos.
 Para os Gregos o Universo era uma
campânula de vidro invertida, onde a
Terra estava presa.
 Para outras civilizações sobre a Terra
existia um pano negro com furos, e
para lá desse pano existia fogo.
 Só mais tarde se chegou a ideia do
Sistema Solar.
 Ainda que inicialmente vigorasse as
ideias Geocêntricas que se provaram
erradas face as ideia Heliocêntricas.

1 – Formação do Sistema Solar
 Durante muito tempo tentou-se explicar a
formação do Sistema Solar tendo como base
teorias Catastrofistas.
 Algumas das ideias passavam por:
 Hipótese da colisão entre duas Estrelas;
 Hipótese da aproximação entre duas Estrelas.

1 – Formação do Sistema Solar
 Hipótese da colisão entre duas
Estrelas
 Segundo esta hipótese o Sol ter-se-á
formado primeiro e sem planetas;
 Existiria outra Estrela próxima do Sol;
 A determinada altura as duas estrelas
colidiram;
 Como resultado da colisão teriam
sido arrancados pequenos pedaços ao
Sol que ao condensarem deram
origem aos planetas em seu torno.
 Esta hipótese veio mais tarde a
provar-se errada.

1 – Formação do Sistema Solar
 Hipótese da aproximação de duas
estrelas (Hipótese Chamberlain)
 Tal como na hipótese anterior o Sol
formou-se primeiro, sem planetas;
 Existiria outra estrela relativamente
próxima e muito maior que o Sol;
 A dada altura as duas estrelas
aproximaram-se o suficiente para que
a gravidade da estrela maior puxa-se
algum material do Sol.
 Esse material acabaria por condensar
e dar origem aos planetas.
 Esta hipótese tem uma probabilidade
de 1 para 100.000.000.

1 – Formação do Sistema Solar
 Em 1755 surge uma nova
teoria pela mão de Immanuel
Kant;
 Esta é uma Teoria Gradualista
Uniformitarista;
 Segundo este, o Sistema Solar
teve origem numa nuvem de
gases e poeiras fria em turbilhão.
 Em 1796, Laplace, viria a
melhorar a teoria afirmando que

1 – Formação do Sistema Solar
 Em 1796, Laplace, viria a melhorar a teoria
afirmando que:
 A nuvem apresentaria um movimento
rotacional;
 Como consequência da gravidade foi-se
condensando (contraindo);
 As partículas centrais da nuvem, ao
condensarem-se, deram origem ao Sol;
 As outras partículas, lançadas pela força
centrífuga acabariam por dar origem aos
planetas e restantes corpos.
 Embora esta hipótese acabaria de tombar
perante as leis fundamentais da Física.

1 – Formação do Sistema Solar
 Partindo das ideias
de Kant e Laplace
surge uma teoria
que é a
actualmente
aceite…
Teoria Nebular

1 – Formação do Sistema Solar
 Formação de uma nuvem
primordial
 Rica em elementos pesados;
 Fria;
 Grandes dimensões;
 Constituída por gases e matéria
interestelar.
 Devido a força gravítica, a
parte central da nuvem
condensa e aquece, iniciando
um processo de aquecimento.

1 – Formação do Sistema Solar
 No núcleo da nebulosa a temperatura ter-se-
á elevado a milhões de graus, dando inicio a
reacções termonucleares de fusão nuclear.
 A velocidade de rotação aumentou ao longo
de milhares de anos o que achatou a nebulosa
ao ponto de ficar do tamanho de um disco.
 A maior parte do material da nebulosa
acumulou-se no centro dando origem ao Sol.

1 – Formação do Sistema Solar
 O restante material que não foi
incluído no Sol acumulou-se na
periferia:
 Nas regiões mais internas, e devido às
altas temperaturas, acumulou-se e
condensou-se material mais denso e
rochoso, o que deu origem aos planetas
telúricos ou terrestres.
 Nas regiões mais periféricas e devido às
baixas temperaturas, acumulou-se
material semelhante ao do Sol, dando
origem aos planetas gasosos e de
menor densidade.

1 – Formação do
Sistema Solar
 Os planetas assim
formados acabariam
por descrever orbitas e
entrariam em equilíbrio
de forma a interferirem
o mínimo umas com as
outras.

1 – Formação do Sistema Solar
 A Teoria Nebular é actualmente a
aceite dado que se encontra de acordo
com as características do Sistema
Solar:
 Os planetas encontram-se, quase todos,
no mesmo plano equatorial;
 As orbitas são circulares (elipticas);
 Os planetas gasosos encontram-se na
parte exterior do sistema solar, e os
rochosos no interior.

1 – Formação do Sistema Solar
 Esta teoria explica a distribuição
dos planetas no Sistema Solar
 No exterior devido às baixas
temperaturas o material que
condensou era rico em silicatos em
gelo.
 Uma vez que este material se
encontrava em grande
quantidade, mas distante do Sol,
não foi atraído para este.
 Formaram-se os planetas gigantes
ou gasosos, de grandes dimensões
e massa elevada, mas baixa
densidade.

1 – Formação do Sistema Solar
 No interior do Sistema Solar, os gases
e outros materiais menos densos
foram atraídos para o Sol, deixando
apenas os materiais mais densos
(silicatos e outros).
 Estes aglomeraram-se e deram
origem aos planetas interiores ou
terrestres que são mais pequenos,
com menor massa, mas de densidade
elevada.

1 – Formação do Sistema Solar
 Dados recentes provam que esta teria deverá
estar correcta:
 Os radiotelescópios mostram que a maior parte das
nebulosas são formadas do mesmo material que
originaram o nosso sistema solar (hidrogénio, hélio e
partículas quimicamente semelhantes a Terra);
 Observações do Space Telescope Hubble:
 Planetas em torno das suas estrelas;
 Nebulosas com discos protoplanetários;

1.2 – Planetas e Pequenos Corpos do
Sistema Solar
 De acordo com a 26ª Assembleia Geral da União
Astronómica Internacional as categorias de
corpos do Sistema Solar foram reformuladas.
 Planetas Principais;
 Planetas Secundários;
 Planetas Anões;
 Pequenos Corpos do Sistema Solar

Sol
 Trata-se de uma estrela de tamanho médio,
que ocupa a parte central do Sistema Solar;
 Possui cerca de 99,86% da massa de todo o
Sistema Solar;
 Encontra-se a aproximadamente 15º
milhões de quilómetros da Terra (1 Unidade
Astronómica);
 Apresenta uma temperatura superficial de
cerca de 5600K, pelo que se classifica de
G2V.
 É considerada uma estrela em meia vida, com
cerca de 5000 milhões de anos
 Existem cerca de 100 milhões de outras estrelas
da mesma classe na nossa galáxia.

Planetas principais
 Consideram-se planetas principais aqueles
que reúnam as seguintes características:
 Um corpo que orbite em torno do Sol;
 Apresente gravidade própria;
 Forma arredondada;
 Massa superior a 5x1050Kg;
 Diâmetro superior a 800Km;
 Apresente um orbita desimpedida de outros
planetas.
 Tal situação não se verifica em Plutão pelo que
este foi despromovido.

Planetas anões
 Corpo celeste muito
semelhante a um planeta
principal;
 Orbita em torno do Sol;
 Possui forma arredondada;
 A orbita pode não estar
desimpedida;
 No caso de Plutão, a sua orbita
cruza-se com Neptuno.
 Não possuem força gravítica
própria, o que os impossibilita
de desviar pequenos corpos de
colidirem com estes;

Planetas anões
 Planetas anões que se situem
depois da Neptuno
denomina-se de…
Eris
Transneptunianos
 Encontram-se essencialmente
na Cintura de Kuiper;
 Apresentam orbitas muito
excêntricas e inclinadas, o que
resulta em órbitas muito
demoradas.
Plutão

Planetas anões
 Alguns planetas anões localizam-se na Cintura de
Asteróides.
 É o caso de Ceres;
 Este planeta anão orbitam numa zona onde pode
potencialmente colidir com muitos pequenos corpos
celestes.

Planetas secundários
 Os planetas, de pequenas
dimensões, que giram em torno de
planetas principais são conhecidos
como planetas secundários, ou Mimas
satélites naturais.
 Existem pelo menos 240 satélites
naturais conhecidos;
 Alguns são relativamente grandes Ganímedes
(algumas são mesmo maiores do que
planetas principais)
 Ganimedes, Titã, Io, Lua, Tritão.
 Outras são muito pequenas
(menores do que 5 km)
 Muitas luas de Júpiter, Deimos e Fobos.
Fobos

Planetas secundários
 Júpiter  Neptuno
 66 satélites naturais  13 satélites naturais
conhecidos. conhecidos.
 Ganímedes, Calisto; Io;  Tritão, Proteu,Larissa,
Europa… Galateia…
 Saturno  Marte
 60 satélites naturais  2 satélites naturais.
conhecidos.  Deimos e Fobos
 Titã, Mimas, Encélado,
Tétis…
 Terra
 Úrano  1 satélite natural
 27 satélites naturais  Lua
conhecidos.
 Miranda, Umbriel, Oberon,
Titânia…

Planetas
 Todos os planetas do Sistema Solar
apresentam dois tipos de movimento:
 Movimento de Translação
 Movimento que os planetas principais efectuam em
torno do Sol.
 Movimento de Rotação
 Movimento que os planetas efectuam em torno do
seu próprio eixo.

Planeta
 A linha imaginária traçada pelos planetas ao
longo do seu movimento em torno do Sol
(translação) denomina-se de…
Órbita
 As órbitas dos planetas são elípticas e
algumas podem ser muito demoradas.

Movimento de Rotação
 A maior parte dos planetas
do Sistema Solar
apresentam um movimento
de rotação no sentido
inverso ao dos ponteiros.
Sentido Directo
 No entanto Vénus
apresentam um movimento
contrário, isto é, no sentido
dos ponteiros do relógio…
Sentido Retrógado

Planetas
 Do ponto de vista dimensional e físico os
planetas principais podem ainda ser divididos
em:
 Planetas menores, terrestres ou telúricos
 Mercúrio, Vénus, Terra e Marte.
 Pequenas dimensões;
 Elevadas densidades (material rochoso);
 Poucos satélites;
 Movimentos de rotação lentos;
 O interior destes planetas encontram-se organizados em
camadas.
 Quanto a localização podem ser classificados em
planetas interiores.

Planetas
 Planetas gigantes ou gasosos
 Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno.
 Grandes dimensões;
 Baixa densidade;
 Constituídos essencialmente por materiais gasosos;
 Muitos satélites naturais;
 Movimento de rotação rápido.
 Quanto a localização podem ser classificados como
planetas exteriores.

Pequenos Corpos do Sistema Solar
 Os corpos celestes mais pequenos do Sistema
Solar podem dividir-se em três grandes
grupos:
 Asteróides
 Cometas
 Meteoróides

Asteróides
 Corpos rochosos e/ou
metálicos;
 Forma irregulares;
 Pequenas dimensões, apenas
220 apresentam dimensões
superiores a 100km;
 Obedecem as leis gerais do
movimento dos planetas.

Asteróides
 De acordo com as suas órbitas
podem ser agrupados em:
 Cintura de Asteróides – localizam-se
entre Marte e Júpiter
 Asteróides próximos da Terra (NEA) –
apresentam órbitas muito elípticas e
que interceptam a orbita da Terra,
pelo que se podem aproximar
perigosamente do planeta.
 Asteróides Troianos – movimentam-
se ao longo da órbita de Júpiter;
 Asteróides Centauros – orbitam na
zona externa do Sistema Solar.

Cometas
 Na antiguidade os
Cometas eram vistos como
um prenúncio de desgraça;
 Terão sido dos primeiros
corpos celestes a serem
descobertos pelo Homem;
 O seu nome deriva do
Grego “Komê”, que
significa “cabelos da
cabeça”.

Cometas
 Pequenos corpos com diâmetro
compreendido entre 100m e
40km;
 Orbitam em torno do Sol, com
órbitas muito excêntricas;
 Os cometas podem ter origem
na Cintura de Kuiper ou na
Nuvem de Cometas de Oort.

Cometa
 Os cometas são corpos rochosos ricos em gelo;
 Quando se aproximam do Sol o cometa aquece
e o gelo evapora violentamente dando o
aspecto conhecido dos cometas:
 Núcleo – parte rochosa do cometa;
 Cabeleira – parte brilhante e interior do cometa, que
resulta da vaporização do gelo do núcleo;
 Cauda – parte mais visível do cometa que pode
atingir milhões de quilómetros.

Meteoróides
 Da colisão entre asteróides ou da
fragmentação de cometas podem formar-se
pequenas partículas rochosos de várias
dimensões, que se designam de…
Meteoróides
 Por vezes estes corpos são puxados pela força
gravítica da Terra e iniciam a sua descida
através da atmosfera.

Meteoróides
 Normalmente, e devido as
suas reduzidas dimensões, os
meteoróides são
completamente desgastados
pelo atrito entre a atmosfera e
a partícula.
 Nestes casos forma-se um
rasto luminoso na atmosfera
que termina quando toda a
partícula está desgastada.
 Como o meteoróide não chega
a atingir a superfície da Terra
adquirem o nome de meteoros
ou estrela cadente

Meteoróides
 Os fenómenos de Chuva de Estrelas
são frequentes.
 Resultam normalmente da passagem
da Terra por zonas onde antes
passaram cometas, como tal,
intercepta os fragmentos deixados
pela cauda dos cometas.
 Perseides (Agosto)
 Leónidas (Novembro)
 Oriónidas (Outubro)
 Geminídas (Dezembro)
 Lirídeas (Abril)
 Eta Aquarídeas (Abril)
 Giacobinidas (Outubro) em 1933 foram
observadas 20.000 por hora.

Meteoróides
 Ocasionalmente os meteoróides
são grandes o suficiente e
resistem ao desgaste da
atmosfera.
 Nessas situações podem colidir
violentamente com a superfície
e como tal denominam-se de
meteoritos.
 A cratera vai depender do tipo
de material do meteorito e das
dimensões.

Meteoróides
 Os meteoritos, de acordo com a sua
composição são classificados em:
 Sideritos;
 Siderólitos;
 Aerólitos.

1.3 – Terra – acreção e diferenciação
 Há cerca de 4600 milhões de
anos iniciou-se o processo de
formação da Terra.
 As pequenas partículas –
planetesimais - que
rodeavam o Sol começaram a
aglutinar-se.
 Por acção da gravidade os
planetesimais atraíram-se
uns aos outros acabando por
colidir e agregar.
 A este processo dá-se o nome
de Acreção.

Formação da Terra
 À medida que a
acreção ia ocorrendo,
a Terra ia crescendo
em tamanho,
formando-se um
protoplaneta.
 Baixa densidade;
 Composição
heterogénea, mas
disposição homogénea
dos constituintes.

Formação do Planeta
 As consecutivas colisões de
planetesimais contra o
protoplaneta libertaram uma
elevada quantidade de energia
sobre a forma de calor.
 Além disso os elementos
radioactivos presentes
libertaram grandes
quantidades de calor durante o
processo decaimento.
 Todo esse calor acabou por
fundir todos os materiais do
protoplaneta.

Formação do Planeta
 Dessa forma os materiais mais densos como o ferro e o
níquel afundaram-se em direcção ao centro do planeta.
 Por seu lado os silicatos, menos densos, emergiram
para a superfície.
 Iniciou-se assim um processo de diferenciação.

Formação da Terra
 Com o passar do tempo a superfície da
Terra foi arrefecendo e dessa forma os
materiais foram solidificando, formando
uma pequena capa quebradiça…
Crusta primitiva
 Esta crusta, ainda muito frágil, foi
quebrada e perfurada pelo continuo
impacto de meteoritos, permitindo a
saída do material ainda fluido que se
encontrava por baixo.
 Desta forma a crusta primitiva foi sendo
coberta por vastos lençóis de lava que ao
solidificar deram origem à crusta actual.
 Esta crusta mantém-se a flutuar pois é
menos densa que o material que se
encontra logo abaixo.

Formação da Terra
 Pensa-se que a crusta primitiva
tenha sido totalmente reciclada
e que o único mineral que
resistiu a esse processo tenha
sido o zircão.
 A primeira atmosfera que a Terra
teve formou-se a partir dos
gases que capturou da nebulosa
solar primitiva, no entanto os
ventos solares acabariam por a
remover.
 Mais tarde por acção do
vulcanismo, foram libertados
grandes quantidades de gases
(CO2, N2, H2O; CH4 e NH4 mas
sem O2)que viriam a formar a
atmosfera actual.

2 – A Terra e os planetas telúricos
 Os planetas telúricos ter-se-ão formados todos ao mesmo tempo.
 Numa primeira análise parecem-se muito uns com os outros:
 Tamanho;
 Massa;
 Densidade;
 Número de satélites naturais;
 Período de rotação;
 Período de translação;
 Composição;
 Estrutura interna.

Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 O estudo dos Planeta, que não a Terra,
representa um problema logístico dado que
não nos encontramos nesses locais.
 Muitas vezes os estudo têm que ser feitos
remotamente.
 Entre as Ciências encarregues pelo estudo
dos planetas há a salientar:
 Física;
 Química;
 Geografia;
 Topografia;
 Óptica.
 E obviamente a Geologia, pois os planetas de
maior interesse no momento são os planetas
Telúricos.

Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 Os parâmetros mais estudados pela Geologia
Planetária são:
 Estrutura interna dos Planetas.
 Mediante o estudo da densidade, campo
gravitacional e magnético, sismologia, temperatura
e meteoritos.

Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 Cartografia
 Recorrendo a fotografias, imagens de radar,
comparação com a Terra e albedo.
 Albedo – poder reflector das rochas

Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 Composição
 Fazendo análises locais…
 ou espectrais remotas.

Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 Cronologia relativa
 Ou mesmo absoluta usando métodos
radiométricos.

Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 O estudo das formas e morfologias presentes nos
planetas é feito por comparação com estruturas
existentes na Terra.
 Compreendendo a formação na Terra é possível
indagar os processos de formação nos restantes
planetas.
 Teoria Uniformitarista
 Assim distinguem-se as seguintes estruturas:
 Endógenas;
 Exóticas;
 Exógenas.

Estruturas endógenas
 Resultam da acção de processos e forças que
actuam no interior dos planetas:
 Dobras;
 Falhas;
 Fissuras;
 Cones vulcânicos;
 Filões…

Estruturas exógenas
 Resultam de processos que ocorrem na
superfície do planeta:
 Rios
 Dunas;
 Ravinamentos.

Estruturas exóticas
 Resultam de processos exteriores ao planeta:
 Crateras de impacto;

Planetas Telúricos, sua classificação
geológica
 Os planetas telúricos podem ser classificados
em:
 Geologicamente activos
 Planetas nos quais é possível observar ou detectar
sinais de dinâmica externa e/ou interna, tais como,
erupções vulcânicas, sismos, escorrência de água.
 Geologicamente inactivos
 Planetas que não reúnam as características
anteriores são considerados inactivos.

1. Devido à acção da
erosão que ao longo
Planetas Telúricos, sua classificação de anos
dos milhões
geológica tem actuado sobre as
rochas. Os fenómenos
de geodinâmica
 De salientar no entanto que um planeta quetambém
interna tem
actuado sobre as
se considere inactivo poderá ter apresentado com
rochas fazendo
no passado actividade geológica. as crateras
que
desapareçam.
2. Realizar tabela.
3. Situações como
alterações ao nível
da atmosfera ou da
temperatura podem
ser responsáveis por
tal fenómeno.

O caso da Terra
 É um planeta geologicamente activo,
que ao nível endógeno como
exógeno.
 A energia necessária para a
actividade geológica interna provém:
 Radioactividade – o material rochoso
que constitui a Terra é rico em material
radioactivo, o seu decaimento liberta
grandes quantidades de energia.
 Efeitos das marés – a combinação das
posições da Terra, Sol e Lua interfere
nos campos gravíticos destes astros. Na
Terra este efeito origina ciclos
alternados de contracções e de
dilatações com consequente libertação
de energia.

O caso da Terra
 Bombardeamento primitivo –
durante a fase de acreção, as
colisões continuas aqueceram
o planeta ao ponto de fundir
toda a rocha, esse calor ainda
subsiste.
 Contracção gravitacional –
durante a fase de
diferenciação os materiais
envolventes do núcleo foram
atraídas em direcção ao
centro da Terra. Este processo
implicou um aumento de
pressão e consequentemente
a temperatura. Neste caso a
força gravítica transformou-se
em energia térmica.

O caso da Terra
 Por sua vez, a energia necessária
para a actividade geológica externa
provém:
 Sol – é Sol o responsável pelos
agentes de erosão e que modelam a
superfície da Terra.
 Actividade vulcânica –
essencialmente ao nível dos rifts, pois
o calor ai libertado aquece a água do
mar que por sua vez condiciona o
aquecimento da atmosfera e toda
uma série de alterações climáticas.
 Impactismo – embora muito
reduzidos, os impactos de corpos
celestes ainda hoje ocorrem, estes
fenómenos modelam na actualidade
a superfície da Terra.

Restantes planetas Telúricos
 Actualmente, Mercúrio e Marte
são considerados inactivos do
ponto de vista geológico.
 Vénus por seu lado apresenta
actividade vulcânica e
eventualmente sísmica pelo
que é considerado
geologicamente activo.

2.2 Sistema Terra-Lua, um exemplo
paradigmático
 Entre a Terra e a Lua
existe forte
interacção
gravitacional.
 Pelo que os
investigadores se
referem a estes
planetas como
planeta duplo.

Terra-Lua
 A força gravítica da Lua sobre a
Terra é tal que gera as marés;
 Diminui a velocidade de rotação da
Terra em cerca de 0,0018 segundos
por século.
 O efeito das marés leva a que a Lua
se afaste da Terra cerca de 3,8 cm
por ano.
 Dá origem a que a rotação da Lua
seja síncrona com a sua translação.

Lua
 Temperatura
 -200ºC a 130ºC.
 Ausência de atmosfera
 Devido a sua reduzida massa.
 Erosão quase inexistente
 Devido a inexistência de vento ou água
no estado líquido.
 Trata-se por isso de um planeta
geologicamente inactivo.

Mares lunares – Regiões
planas, mais escuras,
constituídas por basaltos.
Continentes lunares –
Regiões mais claras e
escarpadas, reflectem mais
luz e são constituídas por
anortosito.
Crateras lunares – resultam
do impacto de corpos
celestes, visíveis que nos
mares como nos
continentes.

Lua, um fóssil
 As rochas mais antigas da Terra datam de à
3800 M.a., logo não há forma de conhecer o
que se passou nos 800 M.a. Inciais.
 No entanto a Lua permite-nos isso pois…
 Dado que a Lua se encontra
geologicamente inactivo e que não
ocorrem fenómenos de erosão, considera-
se um “fóssil” do Sistema Solar.
 A origem da Lua é controversa, existindo
vária teorias explicativas quanto à sua
formação:
 Pode ter sido capturada pela força gravítica da
Terra;
 Pode ter-se formado a partir de uma colisão da
Terra e um planeta menor.

Lua
 A Lua é o único corpo celeste realmente
visitado pelo Homem…

3 – A Terra, um planeta único a
proteger
 Área total: 510x106Km2
 Área dos Continentes:
 148x106Km2
 Área dos Oceanos:
 362x106Km2

Continentes
 Constituídos
essencialmente por rocha
granítica;
 Representa uma pequena
parte da crusta terrestre,
cerca de um terço;
 Distribuição irregular;
 65% no hemisfério Norte.

65%
35%

Continentes
 Quanto a geologia e morfologia é possível
distinguir três elementos característicos:
 Escudos
 Plataformas
 Cadeias montanhosas

Escudos
 Também conhecidos
como cratões;
 Extensas áreas
continentais com idades
superiores a 600 M.a.;
 Com história geológica
muito variada:
 Dobras;
 Falhas;
 Intrusões graníticas;
 Áreas de metamorfismo.

Plataformas
 Os cratões são regiões aplanadas que podem ser
recobertos por sequências sedimentares de
origem marinha;
 Podem atingir vários quilómetros de espessura.

Cadeias Montanhosas
 As cadeias montanhosas são zonas de
grande relevo;
 Resultam de processos que envolvem,
geralmente, de orogenia:
 Colisão de placas litosféricas;
 Actividade magmática;
 Actividade metamórfica.
 Estas regiões de crusta continental
podem em tempo ter correspondido em
tempos a bacias de sedimentação que
se localizavam entre dois continentes.

Orogenia
 Quando ocorre a colisão entre placas podem surgir duas
situações:
 Colisão entre placa oceânica – placa continental
 Nesta situação a placa mais densa mergulha por debaixo da menos
densa, dando origem a subducção.
 Colisão entre placas continentais
 Por vezes a subducção também ocorre entre duas placas continentais.
Inicialmente ocorre deformação das rochas, essencialmente dobras, e
posteriormente pode ocorrer transporte de massas rochosas, aquilo a
que chamamos carreamento.
 Em ambas as situações é comum ocorrer fenómenos de
metamorfismo e eventualmente fenómenos de vulcanismo por
fusão da rocha das placas.

Orogenia
 Quando as cadeias montanhosas ficam expostas
aos agentes erosivos, os sedimentos depositam-
se nas plataformas continentais ou fundos dos
oceanos, transformando-se em material que irá
ser submetido a outra fase orogénica.
 Desenvolvem-se assim ciclos orogénicos.

Oceanos
 Os oceanos cobrem cerca
de 75% da superfície
terrestre.
 São o principal reservatório
de água do planeta.
 Só o Oceano Pacífico
corresponde a mais de
metade da área oceânica
total.

Oceanos
 Tal como nos continentes é possível distinguir
diferentes regiões nos fundos oceânicos:
 Plataforma continental;
 Talude Continental;
 Planície Abissal;
 Crista Médio Oceânica;
 Fossas Oceânicas.

Oceanos
1 – Fossa oceânica;
2 –Rifte ou Rift;
3 – Crista Médio-Oceânica;
4 – Planície abissal;
5 – Plataforma continental;
6 – Talude Continental.