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  1. 1. Formação do Sistema Solar - Presentation Transcript<br />Tema II – A Terra um planeta muito especial <br />Formação do Sistema Solar <br />A Terra e os planetas telúricos <br />A Terra um planeta único a proteger <br />O futuro da Terra Situação problema <br />Objectivos didácticos <br />Reconhecer que a Terra, um planeta entre muitos outros, faz parte de um Sistema Solar em evolução. <br />Compreender a importância do estudo de outros corpos planetários para o melhor conhecimento do nosso planeta e vice-versa. <br />Avaliar potenciais riscos para o futuro da Terra. <br />Reconhecer a necessidade de uma mudança da gestão ambiental e de um desenvolvimento sustentável <br />Identificar alguns factores de risco geológico no nosso país, valorizando as causas naturais e a influência das axtividades humanas. <br />1. Formação do Sistema Solar 1.1. Provável origem do Sol e dos planetas - Teoria nebular reformulada <br />Sistema Solar <br />É constituído pelo Sol e por todos os corpos que gravitam em torno dele: <br />Planetas <br />Asteróides <br />Cometas <br />Do sistema solar fazem parte 9 planetas principais, cerca de 60 satélites naturais, centenas de cometas e vários milhares de asteróides. <br />Sol <br />Faz parte de uma galáxia – Via Láctea, que possui centenas de milhares de milhão de estrelas. <br />Com um raio de cerca de 700 000 Km, é uma estrela muito modesta, quer pelo seu tamanho, quer pelo brilho. <br />Ocupa uma posição excêntrica num dos braços da espiral, sendo a sua distância ao centro da galáxia cerca de 27 000 anos-luz. <br />Em cada segundo são convertidos 710 milhões de toneladas de H em 705 milhões de toneladas de He, sendo os restantes convertidos em energia, como por exemplo a luz e o calor. <br />Teoria nebular <br />Segundo esta teoria, no enorme espaço que separa as diferentes estrelas da nossa galáxia existia uma nébula formada por gases e poeira muito difusa, que seria o ponto de partida para a génese do sistema solar. <br />Evolução da nébula solar <br />A nébula ter-se-ia contraído devido a forças de atracção gravítica entre as diferentes partículas que a constituíam. <br />A contracção da nébula proto-solar provocaria o aumento da sua velocidade de rotação. <br />Lentamente a nébula teria começado a arrefecer e a adquirir a forma de disco muito achatado, em torno de uma massa de gás densa e luminosa em posição central, que seria o proto-sol. <br />  <br />Durante o arrefecimento do disco nebular, ocorreria a condensação dos materiais em grãos sólidos , mas não de um modo uniforme. As regiões situadas na periferia, em contacto com o espaço intersideral, arrefeciam mais rapidamente que as próximas da estrela em formação. <br />A cada temperatura corresponde a condensação de um tipo de material com determinada composição química, o que leva a uma zonação mineralógica de acordo com a distância ao Sol. <br />No disco achatado, a força de gravidade provocaria a aglutinação de poeiras constituídas por diferentes minerais que formariam pequenos corpos chamados planetesimais , com um diâmetro de cerca de 100 m. <br />Os maiores desses corpos atraíam os mais pequenos, verificando-se a colisão e o aumento progressivo das dimensões, o que levou à formação de planetesimais com alguns quilómetros. <br />Todo este processo designado acreção , desencadeou um bombardeamento cada vez maior, formando os protoplanetas . <br />Finalmente os protoplanetas por acreção de novos materiais, teriam dado origem aos planetas . <br />Acreção de partículas sólidas <br />Acreção nos planetas rochosos <br />  <br />Planetas telúricos <br />Os planetas que se formaram a temperaturas mais elevadas, os que se encontram mais próximos do Sol, são essencialmente constituídos por materiais refractários , isto é, materiais de ponto de fusão mais alto. <br />  <br />Planetas telúricos <br />Assim, Mercúrio, Vénus, Terra e Marte, são pequenos e rochosos, formados essencialmente por ferro e silicatos, possuindo atmosferas pouco densas, destituídas de hidrogénio. <br />Planetas gigantes <br />Os planetas longínquos, que condensaram a temperaturas mais baixas, são ricos em substâncias voláteis. <br />Júpiter e Saturno são suficientemente grandes para reterem, por força gravítica, materiais pouco densos da nébula solar primitiva, como o hidrogénio e o hélio. <br />Estes planetas são pobres em metais e silicatos. <br />A existência de uma zonação química , de acordo com a distância ao Sol, conferiu o carácter químico próprio e a composição original de cada planeta. <br />A teoria nebular é coerente com grande parte dos factos observados, como: <br />Uma idade idêntica para todos os corpos do sistema solar. <br />Regularidade das órbitas planetárias que são órbitas elipsóides, quase circulares: <br />Todas as órbitas são quase complanares, formando um disco, com algumas excepções, como por ex a órbita de Plutão; <br />Todos os planetas têm movimentos de rotação no mesmo sentido, excepto Vénus e Urano; <br />A densidade dos planetas mais próximos do Sol é superior à dos planetas mais afastados, o que está de acordo com a posição em que se formaram numa nébula em rotação. <br />Existem dados que não estão completamente clarificados <br />Baixa velocidade de rotação do Sol; <br />Movimento de rotação em sentido oposto de Vénus e Urano, relativamente aos outros planetas. <br />1.2. Planetas, asteróides e meteoritos Características do Sistema Solar <br />Planetas <br />Planetas principais – descrevem as suas órbitas directamente em torno do Sol. <br />Planetas secundários ou satélites – descrevem translacções em torno dos planetas principais. <br />Planeta rochoso e dos mais densos. <br />É semelhante à Lua com numerosas crateras de impacto. <br />Praticamente destituído de atmosfera. <br />Actualmente não tem actividade vulcânica. <br />O dia tem a duração de três meses. <br />Mercúrio <br />Vénus <br />Atmosfera muito densa, volumosa e corrosiva, constituída por CO 2 , algum N 2 e pequenas quantidades de água que permitem a formação de ácidos, como HCl e H 2 SO 4 . <br />A atmosfera cria um efeito de estufa que determina temperaturas junto so solo na ordem dos 480ºC. <br />Derrames vulcânicos parecem ocupar grandes extensões da superfície do planeta. <br />Terra <br />Planeta geologicamente muito activo com intensa actividade sismica e vulcânica. <br />É o único a ter água nos três estados. <br />A água no estado líquido e a existência de temperatura adequada permitem o desenvolvimento da vida. <br />Satélite: Lua. <br />Marte <br />Numerosas crateras de impacto. <br />Numerosos vulcões, Monte Olimpo é o maior do Sistema Solar. <br />Vales largos e profundos, semelhantes aos talhados pelos rios na Terra. <br />Actualmente sem vestígio de água. <br />Tempestades de areia vermelha. <br />Satélites: Deimos e Fobos. <br />Júpiter <br />Maior planeta do Sistema Solar, formado basicamente por Hidrogénio e Hélio e em menor quantidade por metano, amónia e água. <br />Atmosfera com bandas claras e escuras alternadas, paralelas ao equador. <br />Satélites: 16 (Io, Europa, Ganimedes e Calisto). <br />Saturno <br />Muito semelhante a Júpiter. <br />Sistema de anéis bem visíveis, formados por por partículas de gelo e fragmentos rochosos cobertos de gelo, que descrevem órbitas bem definidas á volta do planeta. <br />Satélites: 18 (Titã é o maior do Sistema Solar). <br />Úrano e Neptuno <br />Muito semelhantes. <br />Constituídos por gases, com um pequeno núcleo rochoso. <br />Possuem um sistema de anéis. <br />Plutão <br />Órbita excêntrica que penetra na órbita de Neptuno. <br />Satélite: Caronte <br />Diâmetros superiores aos telúricos <br />Baixa densidade <br />Essencialmente formados por gases <br />Possuem um núcleo pequeno <br />Movem-se com maior velocidade <br />Têm inúmeros satélites. <br />Júpiter Saturno Urano Neptuno Gigantes <br />Essencialmente constituídos por materiais sólidos <br />Apresentam-se estruturados em camadas <br />Parecem ter um núcleo metálico <br />Densidade elevada <br />Diâmetro inferior ou próximo do da Terra <br />Com crateras de impacto <br />Atmosferas, quando existentes, pouco extensas <br />Movimentos de rotação lentos <br />Possuem poucos satélites, ou nenhum. <br />Mercúrio Vénus Terra Marte Telúricos Características Exemplos Planetas <br />  <br />Asteróides <br />Corpos de pequenas dimensões; os maiores não chegam a atingir os 1000Km de diâmetro. <br />Geralmente movem-se entre a órbita de Marte e Júpiter – cintura de asteróides. <br />Alguns apresentam órbitas muito excêntricas, podendo intersectar a órbita de alguns planetas. <br />  <br />  <br />Cometas <br />Pequenos corpos, muito primitivos, com órbitas muito excêntricas em relação ao Sol. <br />Formados essencialmente por gelo e rochas, só são visíveis quando se aproximam do Sol. <br />São constituídos por núcleo, cabeleira e cauda. <br />Meteoróides <br />Meteoro : quando um asteróide sai da sua órbita e entra no campo gravitacional da Terra. <br />Meteorito : colisão do meteoro com a superfície do nosso planeta. <br />Cratera de impacto : depressão saliente no solo, resultante da colisão. <br />Estrela cadente : meteoro de pequenas dimensões que entra na atmosfera terrestre e que sofre aquecimento devido ao atrito, o qual é suficiente para o consumir. <br />  <br />  <br />Meteoritos Essencialmente formados por uma liga de ferro-níquel, com inclusões de troilite Proporções idênticas de minerais silicatados e de liga ferro-níquel Elevada percentagem de minerais silicatados e reduzida percentagem da liga ferro-níquel Sideritos ou férreos Siderólitos ou petro-férreos Aerólitos ou pétreos <br />1.3. A Terra – Acreção e diferenciação <br />A Terra – acreção e diferenciação <br />A Terra, tal como os outros corpos do Sistema Solar, teve origem a partir da acreção de materiais da nébula solar por acção da força gravítica, seguido de um processo de diferenciação. <br />Embora se tenha começado a formar há cerca de 4600 M.a., continuou a crescer durante cerca de 120 a 150 M.a., até atingir as dimensões actuais. <br />As rochas magmáticas mais antigas encontram-se na Bacia de Hudson, Canadá, e têm 3825 M.a. <br />Diferenciação <br />Inicialmente a Terra teria uma estrutura homogénea, com uma distribuição regular do ferro, dos silicatos e da água. <br />A estrutura da Terra em camadas concêntricas, com um núcleo central muito denso rodeado por um manto, e este pela crosta, menos densos, a existência de uma atmosfera e de uma hidrosfera levaram a procurar uma explicação para essa diferenciação estrutural e química . <br />  <br />Que fontes de energia estariam envolvidas no processo de diferenciação? <br />Impacto dos planetesimais <br />Compressão <br />Desintegração radioactiva <br />Impacto dos planetesimais <br />Energia cinética era convertida em calor <br />Impacto dos planetesimais <br />Compressão <br />As zonas internas do planeta eram comprimidas sob o peso crescente da acumulação de novos materiais. Como resultado o calor acumulava-se e a temperatura aumentava no interior da Terra <br />Compressão do planeta resultante do seu próprio peso <br />Desintegração radiactiva <br />Os átomos dos elementos pesados, urânio, tório e potássio (por ex.) desintegram-se espontaneamente, emitindo energia e transformando-se noutros elementos mais estáveis. <br />Esse calor flui com dificuldade devido à fraca condutividade térmica das rochas, ficando armazenado no interior da Terra. <br />  <br />Diferenciação <br />Os materiais sofreram fusão. <br />Sendo o ferro mais denso deslocou-se na direcção do centro do planeta e os materiais menos densos para a periferia, que ao arrefecerem originaram a crosta primitiva. <br />Na crosta recém formada os fenómenos de vulcanismo seriam generalizados. <br />Juntamente com o derrame de lava seriam libertadas grandes quantidades de gases que permitiram o aparecimento da atmosfera . <br />O vapor de água libertado ter-se-ia condensado por arrefecimento, originando chuvas abundantes, que caindo sobre o planeta já arrefecido se acumularam constituindo os oceanos primitivos. <br />

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