O documento descreve a formação do Sistema Solar de acordo com a Teoria Nebular. Segundo a teoria, a contração de uma nuvem de poeira e gás resultou na formação de um disco protoplanetário que se condensou para formar os planetas. Os planetas internos formaram-se mais perto do Sol a partir de materiais com alto ponto de fusão, enquanto os planetas externos formaram-se mais longe do Sol a partir de materiais mais voláteis de baixo ponto de fusão.
4. Teoria Nebular
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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 Aquecimento da parte
central
Arrefecimento do disco
Massa de gás densa e
Condensação dos materiais periféricos: luminosa (H e He)
- de ponto de fusão mais alto (silicatos e ferro) Proto-sol
perto do proto-sol
Planetas internos, telúricos ou rochosos
- de ponto de fusão baixo, mais voláteis
(H, He, CH4 e NH3) longe do proto-sol
Planetas externos ou gasosos
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. Acreção e Diferenciação da Terra
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Fontes de calor
Impacto de planetesimais
Compressão
Desintegração radiativa
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. 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.
10. Acreção e Diferenciação da Terra
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Diferenciação
A desintegração radiativa
Os impactos
aumento da temperatura no interior do protoplaneta
A compressão
Os elementos entram em fusão
Os elementos mais densos Os elementos menos densos
(Fe e Ni) (silicatos)
descem para o centro ficam à superfície
Núcleo Manto
11. Acreção e Diferenciação da Terra
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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. Acreção e Diferenciação da Terra
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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 Formação da atmosfera
O vapor de água condensou
Chuvas abundantes
Formação dos oceanos
13. Acreção e Diferenciação da Terra
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Protoplaneta Planeta
Atração
gravítica Acreção Diferenciação
16. Sistema Solar
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A União Internacional de Astronomia (UIA), em Agosto de 2006:
o considerou que o sistema solar é constituído por:
. sol
. planetas
. planetas anões
. pequenos corpos do sistema solar (asteroides, cometas, …)
. satélites
o definiu formalmente os conceitos de planeta e planeta anão.
17. Sistema Solar
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Planeta Planeta anão
está em órbita em torno do Sol. está em órbita em torno do Sol.
tem massa suficiente para que a tem massa suficiente para que a
gravidade o leve a assumir uma força da gravidade o leve a
forma aproximadamente esférica. assumir uma forma
descreve uma órbita com uma aproximadamente esférica.
vizinhança livre de outros corpos descreve uma órbita com uma
celestes. vizinhança que não está livre de
outros corpos celestes.
não é um satélite.
. Mercúrio
. Vénus . Plutão
. Terra . Eris (da cintura de Kuiper)
. Marte
. Ceres (da cintura de asteroides)
. Júpiter
. Saturno
. Úrano
. Neptuno
20. Sistema Solar
20
Planetas telúricos Planetas gigantes
Próximos do Sol. Afastados do Sol.
Período de translação curto (devido à Período de translação longo.
proximidade ao Sol).
Movimentos de rotação lentos (devido à Velocidade de rotação elevada.
grande 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
menor é a massa, menor é a força gravítica. enorme massa conduziu a uma elevada
Densidade elevada - essencialmente força gravítica.
constituídos por silicatos e metais. Baixa densidade - essencialmente
formados por gases (hidrogénio, hélio,
metano e amoníaco).
Estruturados em camadas - o elevado calor
interno originou a diferenciação em camadas Reduzido núcleo.
de acordo com a densidade.
21. Sistema Solar
21
Planetas telúricos Planetas gigantes
Atmosferas inexistentes (em Mercúrio Densas atmosferas.
devido à elevada temperatura e reduzida
massa) ou pouco extensas.
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.
22. Planetas telúricos
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Atividade geológica
Fonte de energia Consequências
I
n Acreção Calor interno Tectónica:
t - Movimento dos continentes
e Compressão - Sismos tectónicos
r Radiatividade - Atividade vulcânica
n
Atividade a
geológica
E Sol Movimento Meteorização e erosão superficial
x - da água (líquida)
t - do ar (vento)
e
r Impactos Crateras de impacto
n meteoríticos Transmissão de energia cinética
a
Sismos de impacto
25. Planetas telúricos
25
Atividade geológica
Planeta 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
Mercúrio
impactos.
As reduzidas dimensões do planeta permitem deduzir a reduzida
produção de calor interno e consequente arrefecimento rápido,
que gerou a inatividade geológica.
Toda a superfície parece coberta de lava com cerca de 500 M.a..
Vénus 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..
Marte
Pensa-se que está geologicamente inativo há cerca de 1000
M.a.
26. Lua
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Continentes lunares Mares lunares
Relevo acidentado plano
Área da superfície 2/3 1/3
Crateras numerosas poucas
Cor clara escura
Constituição anortositos basaltos
Idade das rochas mais antigas menos antigas
27. Lua
27
Formação dos mares lunares
Após o impacto o material é projetado Subida e derrame de magma basáltico
28. Lua
28
Formação dos mares lunares
4600M.a.- Formação da Lua
grande
aquecimento
+
solidificação
3800M.a.- Crosta de anortosito Continentes - Escarpados e claros
(rocha clara)
grandes
impactos
3000M.a.- Grandes crateras Mares - Planos e escuros
com subida de basalto
(rocha escura)
29. Lua
29
Atualmente
Sem erosão, apenas sofre impacto reduzida dinâmica externa
Sem tectónica - sem atividade vulcânica e sísmica sem dinâmica interna
Geologicamente inativa
30. Lua
30
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)
31. Cometas
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Constituição
- Gelo (H2O, CO2, CH4, NH3... )
- Silicatos e poucos metais
32. Cometas
32
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.
33. Cometas
33
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.
34. Asteroides
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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.
35. Meteoritos
35
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.
36. Meteoritos
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Classificação Composição Observações
• Mais resistentes
Essencialmente à meteorização e
Sideritos metálica erosão.
(ferro e níquel) • Mais facilmente
detetados.
Proporções
Siderólitos idênticas de
metais e silicatos
Acondritos
Textura homogénea
Aerólitos • Mais frequentes.
Condritos Essencialmente
Presença de agregados rochosa (silicatos) • Com idade
esféricos (côndrulos) aproximada de
4600M.a.
38. Meteoritos
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Em Portugal
Meteoritos portugueses
Nome Data
Tasquinha – Évora-Monte 19 de Fevereiro de 1796
Picote – Miranda do Douro Setembro de 1843
S. Julião de Moreira – Ponte de Lima 1877
Olivença 19 de Junho de 1924
Chaves 3 de Maio de 1925
Monte das Fortes - Santiago do Cacém 23 de Setembro de 1950
Alandroal (Juromenha) 14 de Novembro de 1968
Ourique 28 de Dezembro de 1998
39. Meteoritos
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Origem dos meteoritos
Desintegração de cometas ao passarem próximo do Sol.
Fragmentação de asteroides, ao chocarem com outros.
40. Meteoritos
40
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.
41. Meteoritos
41
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).
42. Meteoritos
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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.
43. Meteoritos
43
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.