O documento discute a formação do Sistema Solar e a Terra como um planeta único. Aborda a teoria nebular sobre a origem do Sol e dos planetas a partir de uma nébula, e como a Terra se formou através da acreção de materiais e diferenciação em camadas. Também destaca a importância de proteger o futuro da Terra.

1. Tema II – A Terra um planeta muito especial Formação do Sistema Solar A Terra e os planetas telúricos A Terra um planeta único a proteger

2. O futuro da Terra Situação problema

3. Objectivos didácticos Reconhecer que a Terra, um planeta entre muitos outros, faz parte de um Sistema Solar em evolução. Compreender a importância do estudo de outros corpos planetários para o melhor conhecimento do nosso planeta e vice-versa. Avaliar potenciais riscos para o futuro da Terra. Reconhecer a necessidade de uma mudança da gestão ambiental e de um desenvolvimento sustentável Identificar alguns factores de risco geológico no nosso país, valorizando as causas naturais e a influência das axtividades humanas.

4. 1. Formação do Sistema Solar 1.1. Provável origem do Sol e dos planetas - Teoria nebular reformulada

5. Sistema Solar É constituído pelo Sol e por todos os corpos que gravitam em torno dele: Planetas Asteróides Cometas Do sistema solar fazem parte 9 planetas principais, cerca de 60 satélites naturais, centenas de cometas e vários milhares de asteróides.

6. Sol Faz parte de uma galáxia – Via Láctea, que possui centenas de milhares de milhão de estrelas. Com um raio de cerca de 700 000 Km, é uma estrela muito modesta, quer pelo seu tamanho, quer pelo brilho. Ocupa uma posição excêntrica num dos braços da espiral, sendo a sua distância ao centro da galáxia cerca de 27 000 anos-luz. 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.

7. Teoria nebular 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.

8. Evolução da nébula solar A nébula ter-se-ia contraído devido a forças de atracção gravítica entre as diferentes partículas que a constituíam.

9. A contracção da nébula proto-solar provocaria o aumento da sua velocidade de rotação.

10. 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.

12. 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.

13. 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.

14. 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.

15. 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.

16. Todo este processo designado acreção , desencadeou um bombardeamento cada vez maior, formando os protoplanetas .

17. Finalmente os protoplanetas por acreção de novos materiais, teriam dado origem aos planetas . Acreção de partículas sólidas

18. Acreção nos planetas rochosos

20. Planetas telúricos 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.

22. Planetas telúricos Assim, Mercúrio, Vénus, Terra e Marte, são pequenos e rochosos, formados essencialmente por ferro e silicatos, possuindo atmosferas pouco densas, destituídas de hidrogénio.

23. Planetas gigantes Os planetas longínquos, que condensaram a temperaturas mais baixas, são ricos em substâncias voláteis.

24. Júpiter e Saturno são suficientemente grandes para reterem, por força gravítica, materiais pouco densos da nébula solar primitiva, como o hidrogénio e o hélio. Estes planetas são pobres em metais e silicatos.

25. 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.

26. A teoria nebular é coerente com grande parte dos factos observados, como: Uma idade idêntica para todos os corpos do sistema solar. Regularidade das órbitas planetárias que são órbitas elipsóides, quase circulares: Todas as órbitas são quase complanares, formando um disco, com algumas excepções, como por ex a órbita de Plutão; Todos os planetas têm movimentos de rotação no mesmo sentido, excepto Vénus e Urano; 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.

27. Existem dados que não estão completamente clarificados Baixa velocidade de rotação do Sol; Movimento de rotação em sentido oposto de Vénus e Urano, relativamente aos outros planetas.

28. 1.2. Planetas, asteróides e meteoritos Características do Sistema Solar

29. Planetas Planetas principais – descrevem as suas órbitas directamente em torno do Sol. Planetas secundários ou satélites – descrevem translacções em torno dos planetas principais.

30. Planeta rochoso e dos mais densos. É semelhante à Lua com numerosas crateras de impacto. Praticamente destituído de atmosfera. Actualmente não tem actividade vulcânica. O dia tem a duração de três meses. Mercúrio

31. Vénus 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 . A atmosfera cria um efeito de estufa que determina temperaturas junto so solo na ordem dos 480ºC. Derrames vulcânicos parecem ocupar grandes extensões da superfície do planeta.

32. Terra Planeta geologicamente muito activo com intensa actividade sismica e vulcânica. É o único a ter água nos três estados. A água no estado líquido e a existência de temperatura adequada permitem o desenvolvimento da vida. Satélite: Lua.

33. Marte Numerosas crateras de impacto. Numerosos vulcões, Monte Olimpo é o maior do Sistema Solar. Vales largos e profundos, semelhantes aos talhados pelos rios na Terra. Actualmente sem vestígio de água. Tempestades de areia vermelha. Satélites: Deimos e Fobos.

34. Júpiter Maior planeta do Sistema Solar, formado basicamente por Hidrogénio e Hélio e em menor quantidade por metano, amónia e água. Atmosfera com bandas claras e escuras alternadas, paralelas ao equador. Satélites: 16 (Io, Europa, Ganimedes e Calisto).

35. Saturno Muito semelhante a Júpiter. 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. Satélites: 18 (Titã é o maior do Sistema Solar).

36. Úrano e Neptuno Muito semelhantes. Constituídos por gases, com um pequeno núcleo rochoso. Possuem um sistema de anéis.

37. Plutão Órbita excêntrica que penetra na órbita de Neptuno. Satélite: Caronte

38. Diâmetros superiores aos telúricos Baixa densidade Essencialmente formados por gases Possuem um núcleo pequeno Movem-se com maior velocidade Têm inúmeros satélites. Júpiter Saturno Urano Neptuno Gigantes Essencialmente constituídos por materiais sólidos Apresentam-se estruturados em camadas Parecem ter um núcleo metálico Densidade elevada Diâmetro inferior ou próximo do da Terra Com crateras de impacto Atmosferas, quando existentes, pouco extensas Movimentos de rotação lentos Possuem poucos satélites, ou nenhum. Mercúrio Vénus Terra Marte Telúricos Características Exemplos Planetas

40. Asteróides Corpos de pequenas dimensões; os maiores não chegam a atingir os 1000Km de diâmetro. Geralmente movem-se entre a órbita de Marte e Júpiter – cintura de asteróides. Alguns apresentam órbitas muito excêntricas, podendo intersectar a órbita de alguns planetas.

43. Cometas Pequenos corpos, muito primitivos, com órbitas muito excêntricas em relação ao Sol. Formados essencialmente por gelo e rochas, só são visíveis quando se aproximam do Sol. São constituídos por núcleo, cabeleira e cauda.

44. Meteoróides Meteoro : quando um asteróide sai da sua órbita e entra no campo gravitacional da Terra. Meteorito : colisão do meteoro com a superfície do nosso planeta. Cratera de impacto : depressão saliente no solo, resultante da colisão. 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.

47. 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

48. 1.3. A Terra – Acreção e diferenciação

49. A Terra – acreção e diferenciação 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. 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. As rochas magmáticas mais antigas encontram-se na Bacia de Hudson, Canadá, e têm 3825 M.a.

50. Diferenciação Inicialmente a Terra teria uma estrutura homogénea, com uma distribuição regular do ferro, dos silicatos e da água.

51. 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 .

53. Que fontes de energia estariam envolvidas no processo de diferenciação? Impacto dos planetesimais Compressão Desintegração radioactiva

54. Impacto dos planetesimais Energia cinética era convertida em calor Impacto dos planetesimais

55. Compressão 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 Compressão do planeta resultante do seu próprio peso

56. Desintegração radiactiva Os átomos dos elementos pesados, urânio, tório e potássio (por ex.) desintegram-se espontaneamente, emitindo energia e transformando-se noutros elementos mais estáveis. Esse calor flui com dificuldade devido à fraca condutividade térmica das rochas, ficando armazenado no interior da Terra.

58. Diferenciação Os materiais sofreram fusão. 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. Na crosta recém formada os fenómenos de vulcanismo seriam generalizados.

59. Juntamente com o derrame de lava seriam libertadas grandes quantidades de gases que permitiram o aparecimento da atmosfera . 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.