Sistema Solar

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    1. 1. SISTEMA SOLAR Margarida Barbosa Teixeira
    2. 2. Teoria Nebular 2
    3. 3. Teoria Nebular 3  Teoria Nebular
    4. 4. Teoria Nebular 4 Forças de atração entre as partículas da nuvem de poeiras e gases (98% H e He) ↓ Contração da nébula ↓ Aumento da velocidade de rotação da nébula Achatamento da nébula ↓ Arrefecimento do disco ↓ Condensação dos materiais periféricos:   -de ponto de fusão mais alto (silicatos e ferro) perto do proto-sol ↓ Planetas internos, telúricos ou rochosos   -de ponto de fusão baixo, mais voláteis (H, He, CH e NH ) longe do proto-sol   Aquecimento da parte central ↓ Massa de gás densa e luminosa (H e He) ↓ Proto-sol
    5. 5. Acreção e Diferenciação da Terra 5  Acreção Os grãos sólidos constituídos por silicatos (Si, O, Al, Mg, Ca, K, Na, ...) e ferro foram-se atraindo, colidindo…     Planetesimais… (com diâmetro desde 1m a cerca de 100 km) Protoplanetas
    6. 6. Acreção e Diferenciação da Terra 6 Fontes de calor Impacto de planetesimais Compressão Desintegração radiativa
    7. 7. Acreção e Diferenciação da Terra 7 O interior do protoplaneta começou a aquecer devido: Impactos dos planetesimais- quando havia impacto de planetesimais  a  energia cinética era convertida em calor, grande parte deste calor era irradiado para o espaço mas outra ficava retida no planeta em formação. Compressão- as zonas internas eram comprimidas sob o peso crescente da acumulação de novos materiais. Como o calor resultante da compressão não conseguiu ser irradiado para o espaço devido à baixa condutividade das rochas, o calor acumulou-se e, consequentemente, a temperatura do interior da terra aumentou.  Desintegração radioativa- alguns elementos pesados como o urânio, tório e potássio apesar de não serem muito abundantes na Terra, tiveram uma grande influência na sua evolução por causa da energia emitida na sua desintegração, o que permitiu gerar grandes quantidades de calor.
    8. 8. Acreção e Diferenciação da Terra 8  Diferenciação  Com o aumento da temperatura e pressão a determinada altura o ferro começou a fundir.  Como o ferro é mais denso que os outros elementos comuns começou a movimentar-se em direção ao centro do planeta ao mesmo tempo que os menos densos se dirigiam para a superfície.  A fusão e o aprofundamento do ferro conduziram à formação do núcleo.  Na crosta primitiva formada pelos materiais menos densos, havia múltiplos fenómenos de vulcanismo, com derrame de lava e libertação de gases.
    9. 9. Acreção e Diferenciação da Terra 9  Diferenciação
    10. 10. Acreção e Diferenciação da Terra 10  Diferenciação A desintegração radiativa Os impactos A compressão   aumento da temperatura no interior do protoplaneta Os elementos entram em fusão Os elementos mais densos (Fe e Ni) descem para o centro Núcleo   Os elementos menos densos (silicatos) ficam à superfície Manto
    11. 11. Acreção e Diferenciação da Terra 11  Formação da atmosfera primitiva e dos oceanos  Durante os fenómenos de magmatismo generalizado que ocorreram na Terra, ter-se-ia formado a atmosfera primitiva.  O vapor de água libertado ter-se-ia condensado por arrefecimento, originando abundantes chuvas (chuvas diluvianas) que, caindo sobre o planeta já arrefecido, se acumularam constituindo os oceanos primitivos.
    12. 12. Acreção e Diferenciação da Terra 12  Formação da atmosfera primitiva e dos oceanos ↓ ↓ A crosta primitiva ao ser bombardeada por meteoritos quebrou O material fundido derramou à superfície Derrame de lava silicatada e libertação de gases Formação da crosta O vapor de água condensou   Formação dos oceanos Formação da atmosfera Chuvas abundantes
    13. 13. Acreção e Diferenciação da Terra 13 Protoplaneta Atração gravítica Acreção Diferenciação Planeta
    14. 14. Sistema Solar 14
    15. 15. Sistema Solar 15
    16. 16. Sistema Solar 16
    17. 17. Sistema Solar 17  A União Internacional de Astronomia (UIA), em Agosto de 2006: o . . . . . o considerou que o sistema solar é constituído por: sol planetas planetas anões pequenos corpos do sistema solar (asteroides, cometas, …) satélites definiu formalmente os conceitos de planeta e planeta anão.
    18. 18. Sistema Solar 18 Planeta Planeta anão  • está em órbita em torno do Sol. • está em órbita em torno do Sol. • tem massa suficiente para que a gravidade o leve a assumir uma forma aproximadamente esférica. • • descreve uma órbita com uma vizinhança livre de outros corpos celestes. tem massa suficiente para que a força da gravidade o leve a assumir uma forma aproximadamente esférica. • descreve uma órbita com uma vizinhança que não está livre de outros corpos celestes. .Mercúrio .Vénus .Terra .Marte .Júpiter .Saturno .Úrano   não é um satélite. • .Plutão .Eris (da cintura de Kuiper) .Ceres (da cintura de asteroides)
    19. 19. Sistema Solar 19
    20. 20. Sistema Solar 20
    21. 21. Sistema Solar 21 Planetas telúricos Planetas gigantes    Afastados do Sol.   Próximos do Sol. Período de translação proximidade ao Sol). curto (devido à Período de translação longo.   Movimentos de rotação lentos (devido à grande Velocidade de rotação elevada. atracção pelo Sol).   Velocidade de translação mais rápida. Velocidade de translação mais lenta (devido à pouca atracção pelo Sol).   Pequenas dimensões e pouca massa - quanto Maiores dimensões e muita massa - a enorme massa conduziu a uma elevada força gravítica. menor é a massa, menor é a força gravítica. Densidade elevada - essencialmente constituídos Baixa densidade - essencialmente formados por gases (hidrogénio, hélio, metano e por silicatos e metais. amoníaco). Estruturados em camadas - o elevado calor  Reduzido núcleo. interno originou a diferenciação em camadas de    acordo com a densidade.
    22. 22. Sistema Solar 22 Planetas telúricos Planetas gigantes     Atmosferas inexistentes (em Mercúrio devido à elevada temperatura e reduzida massa) ou pouco extensas.   Densas atmosferas. Água líquida (na Terra devido à temperatura amena resultante da distância ao Sol e da existência de atmosfera) ou sob a forma de gelo (em Marte).   Número elevado de crateras devido a impactos meteoríticos nas superfícies planetárias (na Terra a actividade geológica interna e externa eliminou quase todos os vestígios). Poucos satélites ou nenhuns.             Inúmeros satélites e anéis.
    23. 23. Planetas telúricos 23  Atividade geológica I n t e r n Atividade a geológica E x t e r n a Fonte de energia Acreção Compressão Radiatividade Sol Impactos meteoríticos Calor interno Consequências Tectónica: - Movimento dos continentes - Sismos tectónicos - Atividade vulcânica Movimento Meteorização e erosão superficial - da água (líquida) - do ar (vento) Crateras de impacto Transmissão de energia cinética Sismos de impacto
    24. 24. Planetas telúricos 24  Atividade geológica
    25. 25. Planetas telúricos 25  Atividade geológica
    26. 26. Planetas telúricos 26  Atividade geológica Planeta   Mercúrio    Vénus    Marte  Atividade geológica Grande parte das rochas superficiais tem idade superior a 4000 M.a. A sua evolução terá terminado aproximadamente há 3000M. a. A ausência de atmosfera tem permitido a ocorrência de inúmeros impactos. As reduzidas dimensões do planeta permitem deduzir a reduzida produção de calor interno e consequente arrefecimento rápido, Toda a superfície parece coberta que gerou a inatividade geológica.de lava com cerca de 500 M.a.. Com muito poucos sinais de erosão. Não se sabe se ainda existe alguma atividade geológica. Grande parte das rochas superficiais tem idade superior a 3000 M.a.. Pensa-se que está geologicamente inativo há cerca de 1000 M.a.
    27. 27. Lua 27 Relevo Continentes lunares  acidentado Mares lunares  plano Área da superfície  2/3  1/3 Crateras  numerosas  poucas Cor  clara  escura Constituição  anortositos  basaltos Idade das rochas  mais antigas  menos antigas
    28. 28. Lua 28  Formação dos mares lunares Após o impacto o material é projetado Subida e derrame de magma basáltico
    29. 29. Lua 29  Formação dos mares lunares 4600M.a.- Formação da Lua grande aquecimento + solidificação 3800M.a.- Crosta de anortosito (rocha clara) → Continentes - Escarpados e claros grandes impactos 3000M.a.- Grandes crateras com subida de basalto (rocha escura) → Mares - Planos e escuros
    30. 30. Lua 30  Atualmente  Sem erosão, apenas sofre impacto → → → → → reduzida dinâmica externa  Sem tectónica - sem atividade vulcânica e sísmica → sem dinâmica interna   Geologicamente inativa
    31. 31. Lua 31  Importância do estudo da Lua O estudo da Lua:  fornece informações sobre o passado da Terra (apagado pela erosão)    permite deduzir o futuro da Terra arrefecimento interno ausência de tectónica ausência de geodinâmica interna (sismos, atividade vulcânica, movimento de placas)
    32. 32. Cometas 32  Constituição - Gelo (H2O, CO2, CH4, NH3... ) - Silicatos e poucos metais
    33. 33. Cometas 33  Desintegração  Núcleo (1) – gelo e pó.  Cabeleira (2) – gás e pó rodeiam o núcleo.  Cauda (3) – gás e pó, por ação do vento solar, são projetados em direção oposta ao Sol.
    34. 34. Cometas 34 Desintegração   Com a proximidade ao sol os cometas tornam-se visíveis porque a radiação solar provoca o aquecimento e dilatação dos gases cometários e consequentemente a fratura do material rochoso externo.  As partículas rochosas e os gases libertados formam a cabeleira. Os ventos solares sopram o gás e a poeira em direção oposta ao sol, originando a cauda (que é tanto maior quanto mais próximo do sol se encontra o cometa).  Em cada passagem nas proximidades do Sol, os cometas perdem massa e, consequentemente, não podem resistir indefinidamente.
    35. 35. Asteroides 35  A maior parte tem 1 Km de diâmetro;  Os maiores não atingem mais de 1000 Km de diâmetro.  Os de maiores dimensões, tal como os planetas telúricos, serão corpos diferenciados em camadas  A maior parte move-se entre Marte e Júpiter, constituindo a cintura de asteroides.  Outros encontram-se na cintura de Kuiper, para além da órbita de Neptuno.
    36. 36. Meteoritos 36  Meteoroide é um corpo de dimensões variáveis vindo do espaço.  Meteoro é o rasto luminoso deixado por corpos provenientes do espaço que se tornam incandescentes ao atravessarem a atmosfera.  Meteorito é um corpo proveniente do espaço que choca com a superfície do planeta, originando uma cratera de impacto.
    37. 37. Meteoritos 37 Classificação Composição Sideritos Essencialmente metálica (ferro e níquel) Siderólitos Acondritos Textura homogénea Aerólitos Condritos Presença de agregados esféricos (côndrulos) Proporções idênticas de metais e silicatos Observações • Mais resistentes à meteorização e erosão. • Mais facilmente detetados. • Mais frequentes. Essencialmente rochosa (silicatos) • Com idade aproximada de 4600M.a.
    38. 38. Localização de alguns impactos meteoríticos 38
    39. 39. Meteoritos 39  Em Portugal Meteoritos portugueses Nome Tasquinha – Évora-Monte Data 19 de Fevereiro de 1796 Picote – Miranda do Douro S. Julião de Moreira – Ponte de Lima Olivença Chaves Monte das Fortes - Santiago do Cacém Alandroal (Juromenha) Ourique Setembro de 1843 1877 19 de Junho de 1924 3 de Maio de 1925 23 de Setembro de 1950 14 de Novembro de 1968 28 de Dezembro de 1998
    40. 40. Meteoritos 40  Origem dos meteoritos  Desintegração de cometas ao passarem próximo do Sol.  Fragmentação de asteroides, ao chocarem com outros.
    41. 41. Meteoritos 41  Origem dos meteoritos  Se durante a acreção se formou um asteroide pequeno, este não aqueceu suficientemente para entrar em fusão e, por isso, não se diferenciou.  Por fragmentação originou condritos.
    42. 42. Meteoritos 42  Origem dos meteoritos   Se durante a acreção se formou um asteroide grande, com temperatura interna muito elevada, então ocorreu fusão e diferenciação em camadas de diferentes densidades. Assim, da sua fragmentação, originaram-se sideritos, siderólitos e acondritos (de acordo com a camada do asteroide de que provém).
    43. 43. Meteoritos 43  Importância do estudo dos meteoritos  Os meteoritos provêm principalmente da fragmentação de asteroides e cometas. Assim, a maior parte dos asteroides e dos cometas podem ser considerados verdadeiros mensageiros do Universo.  Pensa-se que os núcleos dos cometas são os corpos mais primitivos do sistema solar, pois não sofreram modificações após a sua formação. A análise da sua constituição fornece indicações sobre a constituição da nébula solar. Os cometas podem originar meteoritos rochosos - condritos.  Os asteroides não diferenciados apresentam características semelhantes à nébula solar. Os asteroides não diferenciados podem originar condritos; Os asteroides diferenciados podem originar os outros 3 tipos de meteoritos.
    44. 44. Meteoritos 44  Importância do estudo dos meteoritos  A partir da análise dos meteoritos pode-se deduzir: • a composição da nébula solar (pela análise dos condritos). • que tal como os asteroides a Terra também sofreu diferenciação em camadas  Núcleo metálico com composição semelhante à dos sideritos.  Manto com composição semelhante à dos siderólitos (rochosa com alguns metais).  Crosta rochosa com composição semelhante à dos acondritos.

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