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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.

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(2) biologia e geologia 10º ano - geologia - a terra, um planeta muito especial

  • 1. 1º Parte – Geologia 10º Ano 2009/2010 BIOLOGIA E GEOLOGIA 2 – A TERRA, UM PLANETA MUITO ESPECIAL
  • 2. 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.
  • 3. 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.
  • 4. 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.
  • 5. 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.
  • 6. 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.
  • 7. 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
  • 8. 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.
  • 9. 1 – Formação do Sistema Solar  Partindo das ideias de Kant e Laplace surge uma teoria que é a actualmente aceite… Teoria Nebular
  • 10. 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.
  • 11. 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.
  • 12. 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.
  • 13. 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.
  • 14. 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.
  • 15. 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.
  • 16. 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.
  • 17. 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;
  • 18.
  • 19. 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
  • 20. 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.
  • 21. 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.
  • 22. 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;
  • 23. 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
  • 24. 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.
  • 25. 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
  • 26. 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…
  • 27.
  • 28. 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.
  • 29. 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.
  • 30. 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
  • 31. 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.
  • 32. 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.
  • 33. Pequenos Corpos do Sistema Solar  Os corpos celestes mais pequenos do Sistema Solar podem dividir-se em três grandes grupos:  Asteróides  Cometas  Meteoróides
  • 34. 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.
  • 35. 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.
  • 36. 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”.
  • 37. 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.
  • 38. 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.
  • 39.
  • 40. 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.
  • 41. 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
  • 42. 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.
  • 43. 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.
  • 44. Meteoróides  Os meteoritos, de acordo com a sua composição são classificados em:  Sideritos;  Siderólitos;  Aerólitos.
  • 45.
  • 46. 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.
  • 47. 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.
  • 48. 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.
  • 49. 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.
  • 50. 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.
  • 51. 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.
  • 52.
  • 53. 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.
  • 54. 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.
  • 55. 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.
  • 56. Métodos utilizados na Geologia Planetária  Cartografia  Recorrendo a fotografias, imagens de radar, comparação com a Terra e albedo.  Albedo – poder reflector das rochas
  • 57. Métodos utilizados na Geologia Planetária  Composição  Fazendo análises locais…  ou espectrais remotas.
  • 58. Métodos utilizados na Geologia Planetária  Cronologia relativa  Ou mesmo absoluta usando métodos radiométricos.
  • 59. 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.
  • 60. Estruturas endógenas  Resultam da acção de processos e forças que actuam no interior dos planetas:  Dobras;  Falhas;  Fissuras;  Cones vulcânicos;  Filões…
  • 61. Estruturas exógenas  Resultam de processos que ocorrem na superfície do planeta:  Rios  Dunas;  Ravinamentos.
  • 62. Estruturas exóticas  Resultam de processos exteriores ao planeta:  Crateras de impacto;
  • 63. 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.
  • 64. 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.
  • 65. 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.
  • 66. 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.
  • 67. 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.
  • 68. 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.
  • 69. 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.
  • 70. 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.
  • 71.
  • 72. 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.
  • 73. 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.
  • 74.
  • 75. 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.
  • 76. Lua  A Lua é o único corpo celeste realmente visitado pelo Homem…
  • 77. 3 – A Terra, um planeta único a proteger  Área total: 510x106Km2  Área dos Continentes:  148x106Km2  Área dos Oceanos:  362x106Km2
  • 78. Continentes  Constituídos essencialmente por rocha granítica;  Representa uma pequena parte da crusta terrestre, cerca de um terço;  Distribuição irregular;  65% no hemisfério Norte.
  • 80. Continentes  Quanto a geologia e morfologia é possível distinguir três elementos característicos:  Escudos  Plataformas  Cadeias montanhosas
  • 81. 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.
  • 82. Plataformas  Os cratões são regiões aplanadas que podem ser recobertos por sequências sedimentares de origem marinha;  Podem atingir vários quilómetros de espessura.
  • 83. 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.
  • 84.
  • 85. 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.
  • 86. 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.
  • 87. 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.
  • 88. Oceanos  Tal como nos continentes é possível distinguir diferentes regiões nos fundos oceânicos:  Plataforma continental;  Talude Continental;  Planície Abissal;  Crista Médio Oceânica;  Fossas Oceânicas.
  • 89. Oceanos 1 – Fossa oceânica; 2 –Rifte ou Rift; 3 – Crista Médio-Oceânica; 4 – Planície abissal; 5 – Plataforma continental; 6 – Talude Continental.