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O TEMPO PASSA………..O TEMPO VOA………..MAS BEM DEVAGAR……………………. junho 6, 2010

Posted by rbrebello in Sem-categoria.
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Saudações alunos !!!!

Continuando nossa investigação da geografia física da Terra, chegou o momento de aprofundarmos um pouco a visão sobre a escala do tempo em que trabalhamos ao estudarmos as dinâmicas do nosso planeta.  É verdade que existem fenômenos naturais que se desenvolvem num curto espaço de tempo (chuva, deslizamento, terremoto, etc.), porém sua inserção dentro de um racicínio que busca compreender a dinâmica da natureza terrestre, nos força a contextualizá-los em escalas de tempo muitíssimo mais longas.

Quanto a esse assunto, encontrei na net um trabalho muito completo e didático escrito por Carla C Porcher e Ruth Hinrichs, hospedado no link

 http://www.ufrgs.br/geociencias/cporcher/Atividades%20Didaticas_arquivos/Geo02001/Tempo%20Geologico.htm

Vale apena dar uma olhada para ver o original

Introdução

O tempo é uma grandeza fundamental da Física, assim como a massa e a distância (o Sistema Internacional define o segundo como unidade de tempo, o kg como unidade de massa e o metro como unidade de distância). É necessário quantificar o tempo para definir o que são processos e mudanças e para que relações de antes e depois possam ser estabelecidas.

Uma vez que as rochas são registros de processos geológicos é possível determinar processos que ocorreram no passado através do estudo dessas rochas e, assim, entender como era o nosso planeta em tempos anteriores ao surgimento das formas de vida complexa. Diferentes ramos da geologia estudam os processos e respectivos registros geológicos. Por exemplo: a petrologia analisa as rochas e os processos formadores de rocha, a geologia estrutural estuda as estruturas deformacionais e os mecanismos de deformação das rochas, e a paleontologia investiga os fósseis e a evolução da vida. Entretanto, o entendimento da evolução da Terra e do significado de cada um dos processos geológicos nessa evolução só é possível após o estabelecimento das relações temporais entre os registros geológicos. Definir métodos para estabelecer estas relações é, portanto, fundamental na geologia e um dos principais objetivos de todos os geológos, independentemente de sua especialidade.

A Estratigrafia é o ramo das ciências geológicas que investiga a distribuição temporal do registro geológico. De modo geral a estratigrafia dedica-se principalmente ao estudo das rochas estratificadas, i.e. sedimentares. Mas, porque o estudo das rochas enquanto registro do tempo geológico teve início nesse tipo de rocha, a estratigrafia também estuda os diversos métodos datação dos eventos geológicos (neste caso não se restringindo às rochas sedimentares). Além disso, a estratigrafia também é responsável pela normatização da nomenclatura utilizada para designar grupos de rochas.

Tratando-se de relações temporais duas abordagens podem ser adotadas. Por um lado, pode-se determinar uma sucessão temporal de eventos, sem que se saiba exatamente quando e quanto tempo esses evento levaram para acontecer, estabelecendo assim uma datação relativa de eventos. Outra alternativa é determinar quando os eventos aconteceram através da obtenção de uma idade absoluta. De modo geral o geólogo trabalha com as duas formas de abordagem do tempo de forma complementar.

O desenvolvimento dos métodos de datação, entretanto, só foi possível após o entendimento da escala de tempo envolvida nos processos geológico era imensamente diferente da escala humana. O debate acerca da escala do tempo geológico e o desenvolvimento de uma concepção de tempo profundo (longo) perdurou aproximadamente um século, iniciando-se com a formulação da Teoria do Uniformitarismo por James Hutton em 1792. Até então, a noção de tempo dominante era aquela dada pelo estudo criterioso da Bíblia e de outros textos sagrados que estimavam que a Terra teria sido criada em 26 de outubro do ano 4004ac, às nove horas da manhã. As principais teorias que fundamentaram a Estratigrafia moderna foram as do Uniformitarismo, do Catastrofismo e do Atualismo. Essas teorias serão discutidas mais adiante após a apresentação dos métodos de datação relativa.

 

Datação Relativa

Os métodos de datação relativa foram os primeiros a serem desenvolvidos, pois não dependiam de desenvolvimento tecnológico e sim do entendimento de processos geológicos básicos e do registro desses processos. Os princípos que permitem a datação relativa são bastante simples e sua aplicação é quase sempre possível em campo quando mais de uma rocha ocorre em um mesmo afloramento. A datação relativa permite estabelecer a sucessão temporal das rochas de uma região, formando uma coluna estratigráfica. As rochas são representadas em uma coluna estratigráfica, de modo que as rochas mais antigas são colocadas na base e as mais jovens no topo. Esta formalidade tem origem em um dos princípios fundamentais da estratigrafia (o da Superposição Vertical das Camadas) que veremos a seguir.

Princípio da Superposição de Camadas (Steno 1669)

Segundo este princípio em qualquer seqüência acamadada a rocha (camada) mais jovem é aquela que se encontra no topo da seqüência. As camadas inferiores são progressivamente mais antigas. Este princípio pode ser utilizado em depósitos sedimentares formados por acresção vertical, mas não naqueles a acresção é lateral (e.g. terraços fluviais). Outro contexto que não permite a aplicação deste princípio é o de camadas deformadas quando a deformação modifica a posição original das camadas. Neste último caso, entretanto, será possível determinar a idade relativa dos estratos caso a deformação não tenha sido muito intensa e ainda sejam reconhecidas feições indicativas da posição relativa de topo-base e de fósseis-índices nas camadas estudadas. O princípio da superposição das camadas é válido para as rochas sedimentares e vulcânicas (basalto) que se formam por agradação vertical de material, mas não pode ser aplicado a rochas intrusivas e deve ser aplicado com cautela às rochas metamórficas.

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Figura 1 – Foto do Grand Canyon com camadas horizontais em sua posição original. As camadas mais antigas são aquelas localizadas na base da seqüência.

Princípio das Relações de Corte (Hutton 1792)

Segundo o princípio das relações de corte uma rocha ígnea intrusiva ou falha que corte uma seqüência de rochas é mais jovem que as rochas por ela cortadas. Esse princípio permite a datação relativa de eventos em rochas metamórficas, ígneas e sedimentares, sendo fundamental para o trabalho em terrenos orogênicos jovens (cinturões orogênicos) e antigos (escudos). Este princípio é válido para qualquer tipo de rocha cortada por umas das feições acima relacionadas.

Princípio dos Fragmentos Inclusos (Hutton 1792)

Este princípio de datação relativa diz que os fragmentos de rochas inclusas em corpos ígneos (intrusivos ou não) são mais antigos que as rochas ígneas nas quais estão inclusos. Este princípio, juntamente com o princípio das relações de corte, é fundamental em áreas formadas por grandes corpos intrusivos permitindo a datação relativa não só de rochas estratificadas, mas também de rochas ígneas e metamórficas (se estas ocorrerem como fragmentos inclusos). Muito importante para a datação relativa de terrenos pré-cambrianos. Válido para rochas ígneas e aplicável também a conglomerados. Nas rochas ígneas e conglomerados metamorfizados essa relação pode estar preservada, pemitindo estabelecer as relações temporais entre as rochas originais (hospedeira e fragmento incluso) antes do metamorfismo.

Discordâncias (Hutton 1792)

As discordâncias são superfícies de erosão ou não deposição, abaixo das quais pode exitir qualquer tipo de rocha, mas acima das quais só podem existir rochas sedimentares. Estas últimas são sempre mais jovens que as rochas abaixo da discordância. Além de permitir a datação relativa de rochas em um afloramento, a presença de uma discordância indica que houve erosão de parte do registro geológico naquele local. Assim, as discordâncias constituem uma prova indiscutível de que o registro geológico não é completo.

Dependendo do tipo de rocha, da posição das estruturas sedimentares abaixo da discordância e da geometria da superfície de discordância estas podem ser classificadas em: (i) discordância paralela (paraconformidade); (ii) discordância angular ou (iii) inconformidade (“litológica”).

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Figura 2 – Siccar Point. Discordância angular reconhecida por Hutton para ilustrar o conceito proposto por ele.

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Figura 3 – Esquema ilustrando vários principíos de datação relativa. O granito corta as camadas da seqüência sedimentar localizada abaixo da discordância angular e contém xenólitos dessa seqüência. Essas relações indicam que as rochas sedimentares localizadas abaixo da discordância são as mais antigas. Acima da discordância encontram-se as rochas sedimentares mais jovens. Note que essas rochas contem clastos (pebbles) do granito.

Princípio da Sucessão Faunística (Smith 1793)

Antes de Charles Darwin começar sua viagem histórica com o Beagle (1832), quando coletaria o material para escrever seu famoso livro “Origem das Espécies”, a existência de antigos sinais de vida nas rochas já era conhecida. Embora os fósseis fossem reconhecidos desde a Grécia Antiga, por muito tempo foram interpretados como “brincadeiras da natureza” até o Resnacimento, quando Leonardo da Vinci as interpretou como formas de vidas passadas. Willian Smith, um engenheiro britânico, foi o primeiro a reconhecer que o conteúdo fossilífero de camadas, por vezes de mesmo tipo de rocha, variava sistematicamente das mais antigas para as mais jovens. O mesmo fato foi logo verificado em outras partes do mundo, e o Princípo da Sucessão Faunística passou a ser aplicado à datação relativa e correlação estratigráfica (ver abaixo) de rochas sedimentares.

O Princípio da Sucessão Faunística diz que os grupos de fósseis (animal ou vegetal) ocorrem no registro geológico segundo uma ordem determinada e invariável, de modo que, se esta ordem é conhecida, é possível determinar a idade relativa entre camadas a partir de seu conteúdo fossilífero. Ou seja, pode-se dizer que fóssil = tempo. Esse princípio, inicialmente utilizado como um instrumento prático, foi posteriormente explicado pela Teoria da Evolução de Darwin: uma vez que existe uma evolução biológica irreversível através dos tempos geológicos, os fósseis devem se ordenar no tempo segundo uma escala evolucionária. Diversos períodos marcados por extinção de grande parte do conteúdo fossilífero são conhecidos na história da Terra e levaram ao desevolvimento da Teoria do Catastrofismo (Cuvier 1796).

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Figura 4 – Ilustração de Cuvier exemplificando o Princípio da Sucessão Faunística.

Conceitos fundamentais para aplicação dos fósseis na datação

Fóssil: todo e qualquer vestígio de atividade biológica registrada nas rochas (e.g. conchas, ossos, buracos de vermes, etc).

Fóssil-índice: correponde a um organismo que viveu por um período de tempo geologicamente curto, mas que ocupou um grande espaço geográfico. Normalmente são animais marinhos, e.g. Grupo das Trilobitas (foto abaixo), típico do Perído Cambriano (570-505 Ma).

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Figura 5 – Foto de Trilobita. Fóssil-guia do Período Cambriano.

Associação Faunística. um conjunto de fósseis, que embora isoladamente não tão restritos a um intervalo de tempo, em conjunto caracterizam um intervalo de tempo específico.

Correlação

Em cada afloramento encontra-se apenas uma parte da história geológica de uma região. Para se determinar a história completa de toda a região e até do continente e da Terra é necessário “somar” os fragmentos da história geológica de vários locais. Uma vez determinadas as idades relativas entre as rochas de um afloramento, construindo assim uma coluna estratigráfica local, tenta-se correlacionar essa coluna à de outros pontos de modo a abranger um intervalo de tempo maior “empilhando” o registro geológico de todos os afloramentos.

Correlacionar, no sentido estratigráfico da palavra é reconhecer igualdade entre pacotes de rochas separados no espaço, tanto quanto ao aspecto litológico quanto ao aspecto temporal. A correlação estratigráfica, portanto, pode basear-se em características litológicas ou em relações temporais das rochas. O objetivo da correlação é reconhecer pacotes de rochas, pertencentes a um só corpo e desenvolvidas em um mesmo intervalo de tempo, em condições similares, e que partilharam de uma história comum. Os principais métodos de correlação estratigráfica são: o da continuidade física, o das caracteríticas distintivas, o da posição estratigráfica e os biológicos. Esses métodos são empregados principalmente no estudo de unidades litoestratigráficas. Embora os três primeiros métodos também sejam aplicáveis, de certa forma, às rochas intrusivas e metamórficas, o principal método de correlação neste caso envolve datação radiométrica, que será visto mais adiante.

Continuidade física

É o método de correlação que se baseia na existência de camadas cuja continuidade pode ser observada. Este método, embora muito seguro é limitado espacialmente e por condições ideais de afloramento (e.g. Grand Canyon) tais como: vegetação esparsa, solos pouco desenvolvidos terreno com ausência de pertubação estrutural.

Características litológicas distintivas

Considera as semelhanças litológicas entre corpos isolados tais como: composição mineral, textura, estruturas primárias, espessura, etc. Dois problemas devem ser considerados nessa metodologia:

* a possibilidade de convergência litológica através dos tempos. Isto porque os processos formadores de rochas repetem-se no tempo, podendo gerar rochas semelhantes com idades muito distintas;

* a existência de variação espacial nos ambientes sedimentares, originando diferentes tipos de rochas no mesmo intervalo de tempo. Neste caso, o trabalho de correlação requer o reconhecimento das variações laterais existentes no campo para que a correlação possa ser corretamente estabelecida.

Posição estratigráfica

É comum reconhecer-se em um afloramento mais de uma camada de uma mesma rocha. Como correlacionar estas camadas a uma única camada, da mesma litologia (ex. calcário) observada em outra região? Uma característica importante a ser considerada é a posição relativa dessas camadas em relação a outras rochas associadas espacialmente. Estão elas no topo da unidade litoestratigráfica, ou na porção basal? Estão abaixo ou acima de uma determinada camada facilmente reconhecida e correlacionável nos dois locais? Neste caso o conceito de camada-guia é fundamental.

Camada-guia: é uma camada com características particulares e com grande expressão regional o que permite reconhecê-la em diversas regiões distantes. De grande auxílio para a correlação estratigráfica com base na posição das demais camadas em relação a ela.

Métodos biológicos

Esses métodos baseiam-se essencialmente no Princípio da Sucessão Faunística, descrito acima, que permite que camadas que afloram a longa distância sejam correlacionadas por seu conteúdo fossilífero. O maior problema na utilização de fósseis na correlação estratigráfica está na possibilidade desses fósseis trascenderem, ainda que localizadamente, o intervalo de tempo a que são normalmente atribuídos. Além disso, existe um forte controle ecológico sobre o desenvolvimento das espécies animais e vegetais (ex. ambiente lacustre x ambiente marinho), além do controle da seleção natural. Assim, rochas de mesma idade podem apresentar associações fossilíferas bem distintas.

Essencialmente a correlação estratigráfica com este método baseia-se na presença de fósseis-índice e de associações fossilíferas.

Texto Complementar

DENOMINANDO AS ROCHAS FORMALMENTE – Normas da classificação estratigráfica

Além de estudar o registro do tempo, a estratigrafia é responsável pela normatização da denominação das rochas. Para este fim são considerados dois grandes grupos de rochas que obedecem diferentes normas de denominação. As rochas formadas por acresção vertical, i.e. aquelas que constituem camadas (rochas sedimentares e vulcânicas), constituem unidades litoestratigráficas. As demais rochas (intrusivas e metamórficas) são agrupadas em unidades litodêmicas. As rochas sedimentares metamorfizadas que preservam suas relações estratigráficas podem também ser denominadas como unidades litoestratigráficas. As principais normas para denominação de cada tipo de unidade estão apresentadas abaixo.

Unidades Litoestratigráficas

As rochas sedimentares, vulcânicas e sedimentares metamorfizadas em baixo grau são divididas nas seguintes unidades principais, de valor hierárquico decrescente:

Supergrupo (associação de vários Grupos)

Grupo (duas ou mais Formações)

Formação

Membro (parte de uma formação)

A Formação é a unidade litoestratigráfica fundamental, composta por uma camada ou um pacote de camadas de uma ou mais litologias, com bom grau de homogeneidade litológica. Pode ser constituída por um único tipo de litologia ou por uma repetição de dois ou mais tipos litológicos ou possuir uma composição litológica heterogênea que defina por si mesma carater distintivo das unidades litoestratigráficas adjacentes.

O nome de cada uma das unidades referidas é dado da seguinte forma:

Unidade Litoestratigráfica + Nome Geográfico

Onde o nome geográfico (toponímea) é um local de fácil localização, onde a unidade foi descrita originalmente e no qual a mesma apresente suas características mais distintivas. Ex: Formação Rio do Rasto, Formação Botucatu, Grupo Bom Jardim, Formação Serra Geral.

Unidades Litodêmicas

Divisão com base em aspectos litológicos de rochas que não obedecem a Lei de Sucessão Vertical de Camadas, i.e. rochas ígneas intrusivas e rochas metamórficas. Esse tipo de nomenclatura no Brasil é utilizado principalmente para estratigrafia do Pré-cambriano. As unidades devem ser mapeáveis e devem mostrar contatos bem definidos com outras unidades.

As rochas ígneas intrusivas e as rochas metamórficas podem ser divididas nas seguintes unidades:

Litodema ou Corpo – corresponde aproximadamente à Formação, mas nesses caso a unidade corresponde a um único corpo de rocha ígnea intrusiva ou metamórfica. O nome da unidade é dado considerando-se o tipo de rocha juntamente com uma toponímea na qual a unidade esteja bem representada. Exemplo: Anortosito Capivarita, Granito Santana.

Suíte – Corresponde aproximadamente a Grupo, sendo formada por 2 ou mais litodemas de mesma espécie. Por exemplo pode-se ter uma Suíte composta por rochas metamórficas ou por rochas ígneas intrusivas. O nome da unidade é dado considerando-se o grau hierárquico, a natureza dos litodemas que a compõem e uma toponímea na qual a unidade esteja bem representada. Exemplo: Suíte Granítica Caçapava do Sul.

Complexo – Não tem equivalente de grau hierárquico. É composto por litodemas de duas ou mais classes que não possam ser mapeadas separadamente. Nesse caso o nome da unidade é dado considerando o grau hieráquico + toponímea, similarmente as demais unidades. Exemplo: Complexo Metamórfico Porongos

 

Datação Absoluta

Introdução

” Por volta de 1540 o arcebispo Ussher estabeleceu uma cronologia “geológica”, segundo a qual a Terra teria sido criada a 26 de outubro do ano 4004ac, às nove horas da manhã!” (Allégre, 1987)

Embora já no século XIX existisse um conhecimento geral das colunas estratigráficas da Inglaterra e França, não se sabia ao certo quanto tempo estava envolvido na formação desses empilhamentos. Sabia-se, sim, que a espessura dos “terrenos estratigráficos” refletia um determinado intervalo de tempo. Com o acúmulo de dados verificou-se que havia terrenos que apresentavam características similares. Portanto, estes terrenos podiam ser correlacionados e, com base nos métodos de datação relativa, ser empilhados, formando uma coluna estratigráfica geral: a Escala Geológica do Tempo. Com o passar do tempo (humano) começou a fazer-se sentir a necessidade de calibrar a escala geológica em unidade de tempo. Para isso era necessário desenvolver métodos de datação absoluta.

Os primeiros métodos de datação baseavam-se na observação de processos geológicos e suas taxas. Assim, através do registro geológico seria possível estimar o tempo envolvido na formação de um determinado volume de rochas. Seguindo um método desse tipo Charles Darwin afirmou que seriam precisos 300 Ma para escavar o vale de Wealden, SE da Inglaterra. Já J. Joly calculou a “idade dos oceanos”, comparando a salinidade dos oceanos com a quantidade de sais trazida pelos rios e afluentes, obteve uma idade de quase 100 Ma para o mesmo e para a Terra. Lord Kelvin, defensor da cronologia curta, amparado em cálculos de resfriamento da Terra, estimou da mesma forma idades inferiores a 100 Ma.

Em contrapartida, geólogos como Hutton e Lyell defendiam que o tempo geológico era profundo, muito superior ao que a humanidade era capaz de compreender. Essa idéia está bem expressa nas afirmações de Hutton de 1788 (Gould 1987):

“O tempo, que é a medida de todas as coisas em nossa idéia e costuma ser deficiente para nossos projetos, é infindo na natureza e como que nulo.”

” Se a sucessão de mundos está determinada no sistema da natureza, é vão buscar algo superior na origem da Terra. O resultado, portanto, da nossa investigação é que não encontramos nenhum vestígio de um princípio – nenhuma perspectiva de um fim.”

Essas duas idéias de uma cronologia relativamente curta (100 Ma) e de uma cronologia extremamente longa, tanto que não tinha nem princípio nem fim, deu origem a duas correntes do pensamento geológico que dominaram por muito tempo: o catastrofismo (Seta do Tempo Curta) e do Uniformitarismo (Ciclo do Tempo Longo).

A progressão do conhecimento sobre os processos geológicos (salinidade do mar constante, produção de calor por decaimento radioativo) e o surgimento de novas tecnologias (métodos de datação radiométricos) mostraram que Hutton tinha razão, ao menos com que diz respeito à dimensão do tempo geológico (c.a. 4,6 Ga). A Teoria do Uniformitarismo, entretanto, não é plenamente correta: o tempo geológico é longo sim, mas não é infinito ou cíclico, e a história do planeta foi marcada por diversos eventos catastróficos. A nossa Terra teve um começo e um dia terá um fim. Mas a idéia principal da Teoria do Uniformitarismo, de que apenas processos que podemos entender e observar são considerados para interpretar o registro geológico (Atualismo) continua sendo um dos princípios fundamentais da geologia.

Princípios da datação absoluta – métodos radioamétricos

O descobrimento da radioatividade em 1896 por Becquerel tornou-se o principal instrumento na comprovação do tempo geológico longo. Os métodos de datação radiométrica, entretanto, só foram completamente desenvolvidos e amplamente aplicados a partir dos anos 50, quando a radioatividade se tornou mais completamente entendida e os equipamentos necessários (i.e. espectrometro de massa) para a sua aplicação na datação fossem desenvolvidos.

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Figura 6 – Equipamentos como o espectrômetro de massa do Laboratório de Geologia Isotópica da UFRGS podem medir concentrações muito pequenas dos isótopos radioativos e radiogênicos contidos nos minerais e rochas.

Os métodos de datação radiométrica baseiam-se no fato de que o decaimento de cada tipo de átomo ocorre em proporções constantes, segundo taxas exponenciais, que não são afetadas por agentes físicos ou químicos externos. A velocidade de decaimento depende apenas da estabilidade dos núcleos radioativos e é constante para cada tipo de isótopo radioativo. A equação que rege o decaimento é a seguinte:

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onde N é o número atual de núcleos radioativos, No o número original, l a taxa de decaimento e t o tempo.

A lei probabilística que rege o decaimento não permite prever quando um determinado átomo deve decair, mas permite afirmar com precisão, que em determinado tempo a metade de uma amostra de isótopos radioativos terá decaído para o isótopo radiogênico. Este tempo é denominado de Meia-vida (t½). Está relacionado com a taxa de decaimento l da seguinte forma:

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Cada elemento possui um número atômico (número p de prótons no núcleo) característico, mas pode apresentar isótopos com número de massa diferente (número de prótons mais neutrons). Da grande quantidade de nuclídeos que se conhece (cerca de 2000), a maioria é radioativa, isto é decai para núcleos com número de massa menor. Os elementos gerados por decaimento radioativo são denomindados de radiogênicos. O decaimento ocorre principalmente pela emissão de dois tipos de partículas: a partícula alfa (um núcleo de He, consistindo de 2p+2n) e a partícula beta (um elétron proveniente do núcleo por decaimento de um neutron em um próton e um elétron) e pode ser simples (elemento pai para elemento filho) ou serial (elementos radioativos intermediários). As meias-vidas são na maioria das vezes muito curtas – de frações de segundos a alguns dias. Dentre os inúmeros isótopos radioativos existentes na natureza apenas cinco tem meias vidas suficientemente longas, para serem utilizadas na datação de materiais geológicos. Os elementos pai (radioativos), elementos filho (radiogênicos) e suas meias-vidas estão na tabela seguinte:

Elemento Pai Elemento Filho Meia -vida (t1/2)
238U 206Pb 4,5 Ga
235U 207Pb 0,733 Ga
232Th 208Pb 14,1 Ga
147Sm 143Nd 108 Ga
87Rb 87Sr 4,7 Ga
40K 40Ar 1,3 Ga

 

O método de Carbono 14 (14C ® 14N) não é normalmente aplicado em Geologia, pois a meia-vida do 14C é muito curta (= 5730 anos), não sendo compatível com a taxa da maior parte dos processos geológicos. É conveniente apenas para datação em estudos arqueológicos, compreendendo bem o espaço da existência de humanóides na Terra dentro de um intervalo de tempo equivalente a 7-10 meias-vidas do 14C.

A datação radiométrica de um sistema qualquer se baseia na acumulação de elementos filhos a partir do decaimento de um tipo do átomo pai. Para isso é necessário conhecer os números de átomos pai (NP) e átomos filho (NF) e a taxa de decaimento (l) ou a meia vida (t1/2) do átomo pai. A idade do sistema pode ser determinada aplicando-se as fórmulas:

 clip_image001[15]   ou    clip_image001[17]

Métodos de datação radiométricos aplicados em geologia.

A aplicação de métodos de datação radiométrica às rochas presupõem que:

1. a rocha ou mineral tenha se comportado como um sistema fechado após a sua formação;

2. que na sua origem a rocha ou mineral não tenha contido elementos-filho, ou que o número de elementos-filhos existentes inicialmente seja conhecido;

3. que a meia-vida do elemento-pai seja compatível com a idade a ser datada;

4. que a rocha/mineral contenha os elementos-pai e filho em quantidades analisáveis, o que depende, além da questão comentada no ítem 3, da afinidade geoquímica desses elementos.

Embora o princípio básico da datação radiométrica seja bastante simples, o procedimento real é relativamente complicado e a interpretação dos resultados ainda mais complexa. Os elementos radioativos ocorrem em proporções muito pequenas nos minerais e rochas, requerendo métodos analíticos muito precisos, capazes de separar isótopos de um mesmo elemento pelo seu número de massa. O equipamento utilizado para este fim é o espectrômetro de massa que permite a detecção de elementos com concentrações de até n partes por trilhão (ppt).

D e modo geral, quando se pretende datar uma rocha diversos tipos de métodos são utilizados. A idade obtida com cada método pode não ser igual às determinadas por outros métodos radiométricos. Isso não significa necessáriamente que existe algum problema com a datação, pode significar de fato que as idades representam eventos geológicos distintos porque cada tipo de elemento possui um comportamento químico diferente durante os processos geológicos. Assim, cada método de datação vai permitir a obtenção de idades de formação da rocha ou de processos geológicos superpostos que afetaram essa rocha. De maneira geral, os métodos radiométricos aplicados em geologia permitem datar minerais ou rochas e o significado normal do dado obtido é o que segue:

* K-Ar: estabilização crustal, vulcanismo recente, sedimentação (diagênese) e eventos metamórficos de diferentes temperaturas;

* Ar-Ar: eventos metamórficos de diferentes temperaturas;

* Rb-Sr: magmatismo, metamorfismo;

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Figura 7 – Exemplo esquemático de isócrona Rb-Sr com amostras com razão inicial Rb/Sr diferente. A idade é proporcional a inclinação da reta isócrona. A isócrona pode ser obtida com amostras de rochas ígneas geneticamente relacionadas ou a partir de amostras de rocha e seus diferentes minerais.

* Sm-Nd: idade de separação do magma do manto, idade de formação crustal, metamorfismo, idade de cristalização ígnea.

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Figura 8 – A figura ilsutra uma isócrona Sm-Nd que baseia-se no mesmo princípio que a isócrona Rb-Sr. Neste exemplo a isócrona foi obtida para uma rocha a partir de seus minerais constituintes

* U (ou Th)-Pb: idade de magmatismo e metamorfismo em uma mesma rocha.

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Figura 9 – A figura ilustra um diagrama discórdia utilizado para obtenção de idades U/Pb. Diversos zircões foram datados e as razões isotópicas Pb/U deles definem uma linha (discórdia) em relação à curva concórdia. As intersecções da discórdia com a concórdia definem as idades de dois eventos geológicos distintos para a mesma rocha (por exemplo magmatismo e metamorfismo).

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Figura 10 – Idades U/Pb em zircão também podem ser obtidas puntualmente através do método analítico SHRIMP. No exemplo acima o núcleo e a borda do grão de zircão foram datados e forneceram idades com uma diferença de aproximadamente 100 milhões de anos. Isso quer dizer que o grão de zircão cresceu durante diferentes eventos geológicos (por exemplo magmatismo e metamorfismo).

Outros Métodos de Datação Absoluta

Além dos métodos de datação radiométricas, as rochas sedimentares podem ser datadas através de seu conteúdo fossilífero utilizando-se os conceitos de fóssil-índice e associação fossilífera.

Outro método aplicável de forma restrita é o da dendrologia que se baseia no conhecimento do padrão dos anéis de crescimento de árvores de uma dada espécie em uma região específica. O padrão de variação dos anéis em uma árvore deve ser comparado com uma escala mestre e permite a datação da época em que a árvore estava viva (não necessariamente a idade do sedimento).

A datação absoluta também pode ser realizada por meior do método de traços de fissão. Este método baseia-se no fato de que certos elementos decaem por fissão danificando a estrutura do material circundante (o mineral). Cada emissão de dois núcleos é registrada como “traços”. O número de traços depende da quantidade de urânio no mineral e do tempo decorrido, o que posibilita sua utilização na datação absoluta. Os traços da fissão só ficam registrados nos minerais até uma certa tempertura, acima da qual são apagados. Por outro lado se o tempo decorrido for muito grande, a contagem do número de traços (que é feita com um microscópio) torna-se difícil devido ao excessivo número de traços formados. Assim, o método de traço de fissão só pode ser aplicado para datação de eventos não muito antigos e de baixa temperatura (até 200oC).

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Figura 11 – Traços de fissão em apatita.

 

Idade da Terra

A determinação da idade da Terra esbarra em dois problemas principais. Em primeiro lugar é necessário ter um método capaz de avaliar uma dimensão de tempo tão vasta quanto do tempo geológico. Esse problema foi resolvido com o advento dos métodos de datação radiométrica utilizando elementos com meia-vida longa. O outro ponto, de mais difícil solução, é a escolha do material a ser utilizado para a datação. Depois de sua formação a Terra sofreu intensa diferenciação que resditribuiu os elementos químicos e moficou as concentrações pai-filho originais.

Após serem desenvolvidos os métodos de datação radiométrica, o passo seguinte dos geocronólogos foi o de tentar datar a idade da Terra. Essa nova jornada, entretanto, mostrou-se mais complexa que originalmente imaginado. Diversas rochas consideradas muito antigas foram datadas, mas o resultado revelou-se decepcionante. As idades mais antigas inicialmente encontradas foram de apenas 2 – 2,7 Ga (as idades mais antigas encontradas até hoje são de ± 4 Ga).

Reconhecendo a dificuldade de achar na Terra um material original, Patterson (1950) resolveu analisar rochas extraterrestres para obter a idade da Terra, i.e. a idade de formação dos planetas do sistema solar. Aplicando o método de datação U/Pb em condritos, Patterson obteve a idade de 4,55 Ga para a formação da Terra. Essa abordagem é procedente já que os condritos representam fragmentos de planetesimais não diferenciados (ver Dados Físicos da Terra) e, portanto, correspondem aos materiais mais primitivos do Sistema Solar.

Tentando obter essa mesma idade em materiais terrestres, Patterson utilizou meteoritos sem traços de U, mas com Pb, para determinar a composição isotópica original do Pb quando na formação do sistema solar e planitesimais. Conhecendo a proporção de Pb original Patterson era capaz de descontar a quantidade original elementos-filhos de Pb dos sistemas químicos terrestres. Mas o que datar? Procurando encontrar sistemas químicos que representassem a média composicional da crosta e manto terrestre, Patterson analisou nódulos manganês nos sedimentos marinhos (média da crosta) e basaltos do Havai (média do manto), descontou o valor de Pb orginal e obteve a idade de 4,55 Ga. Desde então esta é considerada a idade da Terra.

Apesar da engenhosidade da abordagem de Patterson, a idade obtida para os materias terrestres corresponde à idade de formação do núcleo, manto e crosta, i.e. é uma idade mínima para a Terra (Ozima 1989). De fato, a datação da idade de formação da Terra não pode ser obtida a partir de nenhum material terrestre, já que a Terra sofreu diferenciação após a sua formação. Assim, os resultados obtidos a partir de materiais terrestres podem ser considerados apenas como idade mínima para a origem do planeta, muito embora sejam de extrema importância para entender sua evolução através dos tempos. A idade da Terra de fato só pode ser obtida através de métodos indiretos, como o da datação dos meteoritos.

 

A escala do tempo – A vastidão do Tempo Geológico!

O que pensaria uma borboleta que possue uma vida de apenas um dia sobre uma sequoia que perdura por milhares de anos? Provavelmente acreditaria que a sequoia esteve sempre ali, imutável, estática e sem vida. Já um outro observador, de vida mais longa, poderia acompanhar diversas etapas da vida da sequoia, ver seu nascimento e seu crescimento, apenas porque vive em uma escala de tempo mais compatível com as taxas dos processos vitais dessa árvore. Nós humanos estamos para a Terra assim como a borboleta está para a sequoia. Ou seja, de modo geral não somos capazes de abstrair o significado da escala de tempo dos processos geológicos. O intervalo de tempo que compreende toda a história da Terra, desde sua formação até o período atual, é o que denominamos de Tempo Geológico. Ou seja, o Tempo Geológico corresponde aos 4,6 bilhões de anos da Terra.

Será que você é capaz de imaginar o que significa todo ese intervalo de tempo? Provavelmente não. Para melhor compreender essa escala de tempo nos podemos fazer uma pequena simulação:

“Imagine que os 4,5 bilhões de anos da Terra foram comprimidos em um só ano (entre parênteses colocamos a idade real de cada evento). Nesta escala de tempo, as rochas mais antigas que se conhece (~3,6 bilhões de anos) teriam surgido apenas em março. Os primeiros seres vivos (~3,4 bilhões de anos) apareceram nos mares em maio. As plantas e os animais terrestres surgiram no final de novembro (a menos de 400 milhões de anos). Os dinossauros dominaram os continentes e os mares nos meados de dezembro, mas desapareceram no dia 26 (de 190 a 65 milhões de anos), mais ou menos a mesma época em que as montanhas rochosas começaram a se elevar. Os humanóides apareceram em algum momento da noite de 31 de dezembro (a aproximadamente 11 milhões de anos). Roma governou o mundo durante 5 segundos, das 23h:59m:45s até 23h:59:50s. Colombo descobriu a América (1492) 3 segundos antes da meia noite, e a geologia nasceu com as escritos de James Hutton (1795), Pai da Geologia Moderna, há pouco mais que 1 segundo antes do final desse movimentado ano dos anos.” (extraído de Eicher, 1968)

O tempo geológico está dividido em intervalos que possuem um significado em termos de evolução da Terra. A escala do tempo geológico, cujo esqueleto rudimentar foi estabelecido ainda no século XIX , está dividida em graus hierárquicos cada vez menores da seguinte forma:

* Éons (Hadeano, Arqueano, Proterozóico e Fanerozóico);

* Eras (apenas no Éon Fanerozóico: Paleozóica, Mesozóica e Cenozóica);

* Períodos (para cada uma das eras do Fanerozóico);

* Épocas (subdivisões existentes apenas para os períodos do Cenozóico).

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Figura 12 – Escala do Tempo Geológico com alguns eventos geológicos importantes assinalados.

Essas subdivisões foram estabelecidas ainda antes do desenvolvimento dos métodos de datação absoluta. As subdivisões de tempo definidas, portanto, não representam intervalos de tempo equivalentes, mas refletem a possibilidade de desvendar os detalhes da evolução geológica em todos os tempos. O registro geológico mais recente é mais completo e apresenta maior número de fósseis, permitindo delimitar intervalos temporais menores. O registro da evolução geológica antiga é muito mais fragmentado e com a ausência de fósseis possibilita apenas a delimitação de intervalos de tempo maiores, marcados por grandes eventos globais.

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Figura 13 – A história geológica da Terra é atualmente descrita por uma espiral temporal indicando que processos atuais ocorreram no passado (Uniformitarismo), mas não da mesma forma, com mesma intensidade e não necessariamente todos os processos do passado ocorrem no presente e vice-versa.

Ficheiro:Geologic clock.jpg

Figura 14 – A história geológica da Terra representada em 24 horas.

Se você lê um pouco de inglês e ficou curioso sobre esse tema, vale a pena visitar o site da United States Geologic Survey (USGS) sobre o Tempo Geológico (http://pubs.usgs.gov/gip/geotime) e aproveitar para espiar os links para outros temas (vulcões, terremotos, minerais, etc). Boa viagem!!!

Até a próxima….

O PAI DOS BURROS 1 (puxa…to ficando velho mesmo…hehehehehehehehe !!!) fevereiro 11, 2010

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Meninas e meninos,

Vocês já devem ter percebido que de uns tempos pra cá comecei a tratar da Geografia Física com vocês. Por isso acredito que seja necessário, de tempos em tempos esclarecer alguns conceitos que são freqüentemente usados nesse campo da Geografia.

Assim, estou começando nessa postagem a preparar um pequeno dicionário geológico e geomorfológico pra vocês. Como o objetivo é de fornecer material pra aprofundamento dos conceitos e dos assuntos do livro, não terei a preocupação de colocar os “verbetes” desse dicionário em ordem alfabética, mas na ordem em que os conceitos aparecem e são necessários a compreensão dos conteúdos. DIVIRTAM-SE

Ah, só pra esclarecer: pai dos burros era como o pessoal “das antigas” (gente mais velha que eu…) chamava o dicionário….é claro que isso era só brincadeira, afinal correr em busca de se saber aquilo que desconhecemos não é sinal de burrice mas de inteligência.

Geossinclinal

Grande bacia geológica alongada que recebe a sedimentação de milhares de metros de espessura provinda das áreas positivas laterais.

Segundo a teoria de origem e evolução das geossinclinais (Auboin,1965), por reações isostáticas e com tectônica proeminentemente vertical uma geossinclinal evoluiria para geanticlinal com a formação de cadeias de montanhas, como os Alpes, quando os esforços passariam a ser de compressão lateral levando as deformações e metamorfismo sinorogênico seguidos de empurrões com extensas falhas de cavalgamento (nappes) em direção às áreas estáveis cratônicas.

O termo, apesar de obsoleto face ao modelo geodinâmico atual e fartamente provado de tectônica de placas, ainda é usado no sentido de identificar áreas negativas de extrema mobilidade da crosta terrestre; além disso, os estudos de "geossinclinais" teve o mérito de sistematizar muitos aspectos importantes da geometria das estruturas orogênicas.

Geanticlinal

Termo obsoleto referente a grande estrutura anticlinória assumida como derivada de evolução tectônica de um geossinclinal, na teoria de geossinclinal de Auboin, e que na atual teoria da tectônica de placas, corresponderia, grosso modo, a um orógeno.

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Tectônica de Placas

[Sin. geodinâmica global]

[Conf. Ciclo de Wilson]

Teoria de tectônica global da Terra segundo a qual a litosfera é dividida em placas rígidas que se movem sobre a astenosfera, em um conjunto tal em que ocorre, por um lado, a formação de litosfera com geração de crosta oceânica e, por outro lado,  consumo de litosfera pelo afundamento de placas que mergulham para dentro do manto, explicando, assim, a formação e expansão de oceanos associados a deriva continental e a origem e evolução das cadeias orogenéticas, respectivamente.

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Placa Tectônica

[Sin. placa litosférica]

O globo terrestre está dividido em vários segmentos litosféricos denominados placas tectônicas que se deslocam sobre a astenosfera, interagindo ao longo do tempo entre si em um processo geodinâmico que origina montanhas e bacias geológicas, ocorrendo terremotos, magmatismo e outros eventos geológicos associadamente a esses movimentos das placas.

O deslocamento ou movimento de uma placa tectônica pode ser:
(i) absoluto quando medido com relação ao centro da Terra. A datação de vulcanimos sucessivos decorrentes da passagem sobre um ponto quente (hot spot), como ocorre no Hawaí, permite definir o movimento absoluto da placa;
(
ii) relativo quando considerado com relação a placa(s) vizinha(s).

As bordas (margens ou limites) das placas, onde se tem geralmente frequentes atividades sísmicas, podem coresponder a:

(a) limites com esforços de tectônica extensional, ao longo dos rifts meso-oceânicos onde ocorre afastamento crustal e a formação de crosta oceânica (bordas divergentes);

(b) limites com esforços de tectônica transformante, ao longo de falhas transformantes com deslocamentos direcionais que se propagam a partir da cadeia meso-oceânica onde se dá a formação de nova crosta oceânica (bordas transformantes);

(c) limites com esforços de tectônica compressional, com uma placa mergulhando sob a outra mais leve ao longo de plano(s) de subducção em ambiente oceânico (arco de ilhas) (bordas convergentes);

(d) limites com esforços de tectônica compressional, com uma placa oceânica mergulhando ao longo de plano(s) de subducção sob a outra mais leve de borda continental, como nos Andes;

(e)  limites com esforços de tectônica compressional, com duas placas continentais sendo comprimidas e duplicando a crosta siálica, como nos Himalaias (placas em colisão continental)

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Hot Spot

Região com forte fluxo calórico que persiste por dezenas de milhões de anos, provoca magmatismo de tendênca alcalina, tanto em áreas continentais quanto oceânicas, e cuja origem é creditada a existência de uma pluma mantélica abaixo desta região.

As chaminés alcalinas e carbonatíticas no Brasil, por exemplo, foram desenvolvidas em hot spots. As ilhas vulcânicas do Hawaí são exemplo típico de vulcanismo decorrente do deslocamento do hot spot.

Caso especial constitui a Islândia, com hot spot posicionado sobre a ridge do Atlântico Norte, e que apresenta, entre outras, rochas intermediárias a ácidas (formação de crosta proto-continental?).

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Pluma Mantélica

Modelo de anomalia térmica relacionada a reações cristaloquímicas e a correntes de convecções que ocorrem na base do manto, junto ao núcleo líquido, e que desencadeiam a formação de coluna térmica que ascende promovendo mudanças de fases cristalinas meta-estáveis e espraiando-se sob a litosfera onde o calor gera hot spots.

As plumas, com a forma de um guarda chuva de fluxo térmico com diâmetros de até centena de quilômetros, aquecem a base da litosfera com temperaturas de até 200o acima da isoterma regional (Condie,1989) e desencadeiam tectônica de ascensão e extensão crustal com ponto central de energia térmica, hot spot, que promove fusão "puntual" profunda, gerando magmatismo de tipo alcalino das áreas estáveis continentais e oceânicas.

A tectônica extensional evolui com uma junção tríplice e formação de rifts das áreas continentais, quebrando os continentes e gerando novos oceanos.

É possível que as plumas correspondam a um dos principais "motores" que fazem as placas tectônicas se moverem ao alçá-las "empurrando-as" em direção às zonas de subducção onde a litosfera, com crosta oceânica esfriada e densificada, tende a submergir com seu peso para dentro da astenosfera em um movimento descendente contrário ao das plumas mantélicas.

Astenosfera

Geosfera situada entre 60-100 a 250-400 km da superfície da Terra. Faz parte do manto superior, tem características reológicas plásticas distintas da litosfera acima que é rígida e rúptil e dela está separada pela zona de baixa velocidade sísmica onde se verifica um salto no gradiente térmico (>1.000o C).

A astenosfera é a fonte principal de magma juvenil que vai ser acrescido à crosta acima, principalmente na formação continuada de crosta oceânica e em arcos magmáticos acima de planos de subducção.

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Rifte

[Inglês: rift]

[Conf. aulacógeno]

Estrutura de bacia tectônica, margeada por falhas de gravidade, originada por tectônica extensional sobre hot spot, tipo graben  alongado, desenvolvendo vale ou depressão extensa (rift valley) em continentes ou, em sua possível evolução, em oceanos (rifte de cadeia meso-oceânica).

Os rifts, geralmente, ocorrem em uma junção tríplice em 120 graus, e apresentam-se na forma de calha, margeada por falhas normais, onde acumulam-se sedimentos maiormente detríticos fluviais associados a rochas magmáticas alcalinas.

A evolução tectônica de rift continental pode resultar em ruptura do continente em que dois dos braços da junção tríplice formam um oceano e o terceiro, rift abortado, fica como um aulacógeno.

Com a abertura do novo oceano  ocorre a separação e migração (drift) das placas tectônicas, e o rift, agora oceânico, fica associado à ridge ou cadeia meso-oceânica, locus da geração de crosta oceânica em estruturas ofiolíticas.

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Orógeno

[oros=montanha; genus=geração/origem]

Província tectônica onde se desenrolam os mais diversos processos geológicos relacionados ao confronto de placas litosféricas e à origem das grandes cadeias  montanhosas da Terra.

As faixas orogênicas são divididas em duas regiões:

- internides ou hinterland: palco de fortes deformações e magmatismo, sem tectônica de empurrão significativa;

- externides (borderland termo em desuso): região de tectônica empurrão com escamas e nappes, com deformações e metamorfismo menores em direção ao antepaís, constituindo, geralmente, um thrust and fold belt.

Orógenos, envolvendo placa oceânica em subducção sob placa com borda continental, são do tipo acrescionário (ex: os Andes); quando está envolvida a colisão de duas massas continentais, como ocorre nos Himalaias (placa da Índia sob a Ásia), o orógeno é do tipo colisional.

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Plano de Subducção

[Sin.plano de Benioff]

[Conf. obducção]

Plano tectônico de contato e confronto entre duas placas tectônicas onde ocorre a descida (subducção) da placa mais pesada sob a mais leve até profundidades que podem atingir 700km dentro do manto.

Zona de subducção ou zona de Benioff corresponde a faixa atritada entre as placas e afetada pela movimentação e que é palco de vários processos e fenômenos geológicos associados como orogênese, vulcanismo e terremotos.

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Caso você queira dar uma olhada no site que consultei para montar esse glosário, veja

http://www.ig.unb.br/glossario/index.html

As fotos e ilustrações foram retiradas do google imagens.

Até a próxima !!!

A orígem da Terra e suas camadas setembro 25, 2009

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Assim como os demais planetas do Sistema Solar, a Terra foi provavelmente originada através de uma força gravitacional que condensou diversos materiais preexistentes no espaço. Tais materiais foram constituídos de partículas como poeira cósmica e gás. Muitos elementos químicos formados entraram nesta composição, sendo que os elementos mais densos tenderam a permanecer no centro deste redemoinho gravitacional. Por outro lado, os elementos menos densos, os gases, permaneceram na superfície deste redemoinho. As temperaturas do núcleo do redemoinho permaneceram bastante elevadas e baixavam gradualmente nas regiões que se aproximavam da superfície.

Ainda hoje, os resquícios destas origens podem ser observados: o núcleo da Terra é constituído de materiais como o níquel e o ferro, em estado ígneo. Com o movimento de rotação da Terra, tais materiais estão em constante movimento, gerando um campo magnético através do fenômeno da indução magnética. A atmosfera, por sua vez, é formada em parte dos gases que permaneceram ao redor do redemoinho gravitacional que originou o planeta. Porém, na atmosfera original da Terra, havia grande quantidade de gases tóxicos, que foram substituídos gradualmente por grandes porções de oxigênio gerado a partir da proliferação dos primeiros seres fotossintéticos. Na crosta terrestre houve a solidificação de minerais através do resfriamento natural das regiões afastadas do núcleo, juntamente com a permanência de materiais mais leves. Ferro e níquel em estado sólido também são encontrados em regiões próximas da superfície.

A idade da Terra é calculada a partir da idade das rochas mais antigas que foram encontradas na superfície terrestre. O processo de cálculo da idade das rochas é realizado através de medições radiométricas. Através dos dados colhidos nestas pesquisas, remonta-se a origem de nosso planeta em torno de 4,6 bilhões de anos.

Composição e movimentos

A Terra é formada basicamente por três camadas: crosta, manto e núcleo. A crosta é a parte mais superficial, onde vivem as pessoas. O manto, região intermediária, constitui-se principalmente de silício, ferro e magnésio. O núcleo, camada mais interna, compõem-se por ferro e níquel e localiza-se a cerca de 6. 500 km abaixo da superfície. O movimento de rotação da Terra em torno do próprio eixo é feito no sentido oeste para leste. Dura cerca de 23h 56min 4s e é responsável pelo dia e pela noite. O de translação ao redor do Sol é feito em aproximadamente 365 dias 5h 48min 45,97s. O eixo de rotação é inclinado em relação ao plano da órbita (chamada elíptica) em 23º 27′. Essa inclinação provoca alterações na insolação dos diferentes hemisférios terrestres ao longo do ano, produzindo o fenômeno das quatro estações.

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Núcleo

O núcleo, com cerca de 3400 km de raio, é formado por Origem da Terra e por uma liga metálica constituída principalmente de ferro e níquel a uma temperatura por volta de 3500º C. Sua consistência é líquida, mas supõe-se que mais no interior exista um núcleo sólido.

Sobre a composição do núcleo do planeta um das teorias mais aceitas é a do big splash. Vamos entende-lá

O Big Splash é uma teoria astronômica que postula a formação da Lua através do impacto de um planeta com aproximadamente o tamanho de Marte, conhecido como Theia, com a Terra. A teoria foi proposta pela primeira vez em 1975 por investigadores do Instituto de Ciências Planetárias de Tucson e do Instituto Harvard-Smithsonian de Astrofísica. Desde então diversos trabalhos de modelação numérica têm vindo a detalhar esta ideia, que é atualmente considerada consensual na comunidade científica.

A Lua é o único satélite natural da Terra e tem várias características em comum e contrárias ao nosso planeta, postas em evidência depois da investigação das amostras recolhidas pelas missões Apollo. Por um lado, a composição dos isótopos estáveis das rochas lunares de oxigénio é idêntica à assinatura característica da Terra e bastante diferentes de outros objetos siderais. Isto sugere que a Lua, ou o seu precursor, tenha tido origem na mesma distância do Sol que a Terra, à data da formação do sistema solar.

Esta descoberta pôs de parte teorias mais antigas que sugeriam a Lua como um objeto capturado pela órbita da Terra, visto que se fosse esse o caso, a Lua teria composições isotópicas distintas. A Terra é formada por um núcleo interior de ferro e níquel, um manto composto por rochas silicatadas e a crosta terrestre constituída essencialmente por granito e basalto. O núcleo ferroso representa cerca de trinta por cento da massa da Terra. Pelo contrário, a Lua é composta essencialmente por rochas silicadas equivalentes à do manto da Terra e tem um núcleo ferroso mínimo, que compõe cerca de 8 por cento da sua massa. Esta disparidade impede que a Lua tenha sido formada por acreção tal como a Terra, pois se tal tivesse sucedido, a proporção de ferro seria semelhante nos dois astros.

Qualquer tentativa de explicação para a formação da Lua tem que ter em conta estas duas características: a composição isotópica e a proporção do núcleo de Ferro. A hipótese do Big Splash consegue harmonizar estas duas perspectivas, mas levanta outra série de problemas: o que é que colidiu com a Terra para formar a Lua, e de onde surgiu este corpo?

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De acordo com a composição isotópica da Lua, o objecto que colidiu com a Terra, denominado Theia (Halliday 2000; Hartmann and Davies 1975, Cameron and Ward 1976 and Cameron 1984) deve ter tido origem dentro da órbita terrestre. Inicialmente pensava-se que a força gravítica da Terra agregou todo o material ao seu alcance para formar o planeta. No entanto, conforme sugerido em 1772 pelo matemático Lagrange, existem cinco pontos na órbita da Terra nos quais os efeitos da gravidade do planeta se anulam em relação ao Sol. Dois dos pontos de Lagrange – L4 e L5 – são considerados estáveis uma vez que qualquer material que lá se encontre só pode ser libertado por colisão ou qualquer outro evento catastrófico. L4 e L5, situados a 150 milhões de quilometros da Terra, são, portanto, zonas com potencial para permitir acreção planetária em competição com a Terra. Foi em L4 que se pensa que Theia se terá começado a formar há 4,5 bilhões de anos atrás, no Hadeano.

Com o decurso da acreção, Theia aumentou progressivamente de tamanho, atingindo uma dimensão comparável à de Marte. Este crescimento tornou instável a sua posição em L4, a partir de 20 a 30 milhões de anos do seu aparecimento. Nesta altura, a força gravitacional impulsionava Theia para fora do ponto lagrangiano, ao mesmo tempo que a força de Coriolis puxava o planeta de volta para a origem (o tratamento mais preciso do problema é feito no contexto do problema dos três corpos da Mecânica celeste). Esta combinação de forças levou ao desenvolvimento de uma órbita cíclica em ferradura: Theia adquiria velocidade e escapava de L4 até um determinado ponto, sendo depois puxada de volta. Num novo ciclo, o planeta adquiria velocidade e alcançava um ponto mais distante até a força de Coriolis ganhar o balanço de novo. Esta órbita em ferradura, ilustrada nas figuras abaixo, continuou até Theia adquirir massa suficiente para escapar de vez a L4.

Enquanto Theia se encontrava presa nesta órbita cíclica, a Terra teve tempo para se diferenciar na estrutura de núcleo e manto que atualmente exibe. A crosta era apenas incipiente, visto que a superfície estava ainda quente demais para permitir a formação de massas continentais. Theia também deve ter desenvolvido alguma estratificação durante a sua estadia em L4.

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Quando Theia cresceu o suficiente para escapar do ponto lagrangiano entrou numa órbita instável e a colisão com a Terra tornou-se inevitável, visto que ambos os planetas ocupavam a mesma órbita. Os investigadores acreditam que o impacto – o Big Splash – possa ter acontecido escassas centenas de anos após o escape definitivo. A colisão não foi frontal, mas sim de lado, e ocorreu a uma velocidade de 40.000 quilometros por hora. Parte substancial do núcleo de Theia afundou-se na Terra e o seu material incorporou o núcleo terrestre. O resto do planeta e parte da zona superficial da Terra foram projetados para o espaço. O que sobrava do núcleo estabilizou a cerca de 22.000 km da Terra apenas 27 horas depois do impacto, segundo a modelação utilizada pelos cientistas, num percursor do que seria a Lua.

Depois do Big Splash, o material resultante do impacto foi acrecionado às sobras do núcleo de Theia e pouco a pouco a Lua como satélite adquiriu consistência. As forças de maré fizeram (e continuam fazendo) a Lua se afastar da Terra, sendo a distância média atual de 385.000 km. Calcula-se que cerca de 90 por cento do seu material seja originário dos destroços do planeta Theia. O Big Splash explica as duas características da Lua que mais têm intrigado os cientistas: a Lua tem a mesma composição isotópica das rochas da Terra porque o seu percursor (Theia) se desenvolveu na mesma distância relativa do Sol; tem uma proporção de núcleo ferroso bastante inferior porque a parte principal do núcleo de Theia afundou na Terra na altura da colisão.

Esta teoria encontra hoje em dia bastante aceitação dentro da comunidade científica embora persistam no entanto algumas dúvidas e pontos por esclarecer. Um dos principais problemas é a posição e existência dos pontos lagrangianos na época do Big Splash, que pode ser afetada pelas condições do sistema solar há 4,5 bilhões de anos, que não são conhecidas na sua totalidade.

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Manto

O manto é uma grossa camada rochosa, com cerca de 2900km de espessura, que envolve o núcleo e que compõe a maior parte da massa terrestre. É formado principalmente por silício e magnésio. Sua consistência é pastosa e está em constante movimentação. A lava que sai dos vulcões é constituída pelo magma (Origem da Terra derretidas) proveniente do manto.

O manto estende-se desde cerca de 30 km e por uma profundidade de 2900 km. A pressão na parte inferior do mesmo é da ordem de 1,4 milhões de atmosferas. É composto por substâncias ricas em ferro e magnésio. Também apresenta características físicas diferentes da crosta. O material de que é composto o manto pode apresentar-se no estado sólido ou como uma pasta viscosa, em virtude das pressões elevadas. Porém, ao contrário do que se possa imaginar, a tendência em áreas de alta pressão é que as rochas mantenham-se sólidas, pois assim ocupam menos espaço físico do que os líquidos. Além disso, a constituição dos materiais de cada camada do manto tem seu papel na determinação do estado físico local. (O núcleo interno da Terra é sólido porque, apesar das imensas temperaturas, está sujeito a pressões tão elevadas que os átomos ficam compactados; as forças de repulsão entre os átomos são vencidas pela pressão externa, e a substância acaba se tornando sólida; estima-se que esta pressão seja algo em torno de 3,5 milhões de atmosferas!) A viscosidade no manto superior (astenosfera) varia entre 1021 a 1024 pascal segundo, dependendo da profundidade. Portanto, o manto superior pode deslocar-se vagarosamente. As temperaturas do manto variam de 100 graus Celsius (na parte que faz interface com a crosta) até 3500 graus Celsius (na parte que faz interface com o núcleo).

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Crosta Terrestre

É a parte externa consolidada do globo terrestre.

É reconhecida duas zonas que formam a crosta nas regiões continentais. A primeira zona é a superior, chamada de sial (devido ao predomínio de Origem da Terra graníticas, ricas em silício e alumínio). A zona inferior é conhecida por sima, pelo fato de se acreditar que nesta porção da crosta haja a predominância de silicatos de magnésio e ferro.

Acredita-se que a espessura da crosta (sial + sima) se encontre numa profundidade média de 35 – 50 Km. Esse dado foi conseguido indiretamente, através de estudos modernos na área da geofísica.

Supõe-se que os substratos dos oceanos sejam compostos pelo sima, devido ao fato do sial granítico se adelgar até desaparecer nas margens dos continentes.

As extensas porções de água – a hidrosfera – isolam regiões mais elevadas da crosta, formando os continentes.

A crosta terrestre é subdividida em placas – as placas tectônicas. Sobre elas estão apoiados os continentes. Essas placas estão em constante movimento, impulsionadas pelas correntes do manto. Portanto, os continentes se deslocam sobre o magma, como se estivessem flutuando. Esse fenômeno é chamado deriva continental.

No passado essa movimentação provocou a formação de cordilheiras e grandes conjuntos montanhosos. Atualmente, nos limites que separam as placas tectônicas em movimento situam-se regiões sujeitas a terremotos e erupções vulcânicas.

A deriva continental é quase imperceptível: poucos centímetros por ano. Mas como a Terra existe há muitos milhões de anos, a posição dos continentes mudou várias vezes no decorrer desse tempo.

Há evidências que indicam a inexistência da crosta em determinados planetas. Isso é mostrado através de observações sísmicas realizadas à superfície da Lua e Marte.

A crosta terrestre é formada por Origem da Terra, ou seja, agregados naturais de um ou mais minerais, incluindo vidro vulcânico e matéria orgânica. Observa-se três tipos de Origem da Terra de acordo com sua gênese: Origem da Terra magmáticas, metamórficas e sedimentares. A petrologia responsabiliza-se pelo estudo sistemático das Origem da Terra.

Através de pesquisas, realizou-se um balanço sobre a percentagem em que são encontradas as Origem da Terra (magmáticas, metamórficas e sedimentares) na crosta terrestre.

Proporção aproximada das Origem da Terra que ocorrem na crosta terrestre, segundo A. Poldervaart

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Sedimentos……………………………………..6,2%

Granodioritos, granitos, gnaisses…………. 38,3 %

Andesito………………………………………… 0,1 %

Diorito…………………………………………….9,5%

Basaltos………………………………………….45,8%

 

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As Origem da Terra de origem magmáticas, juntamente com as Origem da Terra metamórficas originadas a partir da transformação de uma rocha magmática, representam cerca de 95% do volume total da crosta, ocupando porém 25% da superfície da mesma. As Origem da Terra sedimentares mais as Origem da Terra metassedimentares, representam apenas 5% do volume, mas no entanto cobrem 75% da superfície da crosta. Essas Origem da Terra formam uma delgada película que envolve a Terra em toda a sua superfície, originando a litosfera.

Embora exista uma enorme variedade de Origem da Terra magmáticas (cerca de 1000), seus minerais constituintes se apresentam em pequenas quantidades, e a participação desse tipo de rocha na formação da crosta é bem reduzida.

Os dados discutidos anteriormente referem-se a toda crosta. No entanto, se fossem pesquisados separadamente continentes e oceanos, ter-se-iam, quanto a derivação das Origem da Terra magmáticas, dados interessantes como: 95% das Origem da Terra intrusivas pertencem à família dos granitos e granodioritos e se encontram nos continentes; já 95% das Origem da Terra efusivas são basálticas e mais freqüentemente presentes no fundo dos oceanos. Com isso, pode-se concluir que as Origem da Terra magmáticas existentes nos continentes possuem essencialmente material granítico, e que as Origem da Terra magmáticas existentes no fundo dos oceanos são formadas basicamente de material basáltico, sendo quase isentos da camada de material granítico (sial).

O basalto é uma rocha derivada do manto superior (regiões profundas da crosta).

Os granitos são Origem da Terra formadas em profundidade, através da transformação de Origem da Terra que já estiveram na superfície. As Origem da Terra de superfície de alguma forma vão se acumulando em grossas camadas nas profundezas da crosta e, sob o efeito de grandes pressões e aquecimento, transformam-se em Origem da Terra metamórficas e posteriormente em granitos, seja por refusão ou por metamorfismo granitizante. Esse fenômeno ocorre nos geossinclinais.

A constituição química da crosta diz respeito aos vários elementos químicos que a compõem. Para se ter conhecimento de tais elementos, é necessário identificar o volume e a composição das Origem da Terra presentes na crosta.

Para a identificação dos componentes químicos da crosta, é lançado mão de algumas técnicas, como exemplo, a metodologia de Clark e Washington, que consiste em se tirar a média ponderada de numerosas análises de Origem da Terra e em seguida montar uma tabela dos elementos encontrados e suas respectivas percentagens.

 

 

Se você estiver curioso sobre esses assuntos comece dando uma olhada nos sites de onde recolhi o material dessa postagem:

 

http://www.coladaweb.com/astronomia/a-origem-da-terra

http://www.colegiosaofrancisco.com.br/alfa/origem-da-terra/origem-da-terra.php

http://pt.wikipedia.org/wiki/Big_Splash

 

Tchau !!!

Correndo atrás…(ou sobre como dar uma chance…) !!! agosto 12, 2009

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Muito bem garotada, a atividade que vocês precisão fazer é muito simples. Logo aqui abaixo existe um questionário com 10 perguntas referentes a matéria que está postada no meu blog até o dia de hoje. Tudo que você tem a fazer é responder todas as perguntas desse questionário e enviar as respostas para mim. NÃO ESTRANHE SE ALGUNS DOS ASSUNTOS POSTADOS AQUI NÃO FORAM DISCUTIDOS COM A SUA TURMA, POIS A FUNÇÃO DESSE BLOG É, EXATAMENTE, SUPRIR COM INFORMAÇÕES ADCIONAIS A FALTA DE TEMPO PARA TRABALHAR ALGUNS CONTEÚDOS DA MATÉRIA.

Antes de começar, leia o passo-a-passo a seguir e bom trabalho.

PASSO-A-PASSO

Passo 1

Essa atividade é para ser feita individualmente ou em dupla.

Cada um de vocês irá pesquisar dentro do conteúdo desse blog, não sendo necessária nenhuma outra pesquisa na internet ou em livros. TODAS AS RESPOSTAS PARA TODAS AS PERGUNTAS ESTÃO AQUI NESSE BLOG (OS VÍDEOS E ARQUIVOS DE IMAGEM POSTADOS, TAMBÉM DEVEM SER PESQUISADOS, POIS HÁ RESPOSTAS QUE ESTÃO NELES).

Passo 2

Seja objetivo, seletivo e criterioso na sua resposta. LEMBRE-SE: coloque o número da pergunta na sua resposta.

Passo 3

Salve em um arquivo de texto (.doc, .swx, .rtx,…) as respostas que você preparou.ESSE CUIDADO É INDISPENSÁVEL, pois se o hospedeiro do blog (wordpress.com) estiver com múltiplos acessos ao mesmo tempo, o seu material pode se perder após você clicar em “say it”.Após mandar as suas respostas pela internet, guarde o seu arquivo de texto em disquete ou pendrive como backup do seu trabalho.

Passo 4

Para me enviar suas respostas, clique em “add a comment” que fica logo abaixo do título “CORRENDO ATRÁS   (OU SOBRE COMO DAR UMA CHANCE) !!!. Desça a página até o final do questionário, onde aparecerá uma caixa de texto em branco escrito “comentário”. Copie e cole as suas respostas, aquelas que você salvou no arquivo de texto e clique em “say it”.

Passo 5

ESSE BLOG É UTILIZADO POR TODOS OS MEUS ALUNOS DE TODAS AS ESCOLAS EM QUE TRABALHO. ISSO SIGNIFICA QUE SE VOCÊ NÃO SE IDENTIFICAR CORRETAMENTE NÃO SERÁ POSSÍVEL DAR A NOTA DO SEU TRABALHO PARA VOCÊ. POR ISSO, DEPOIS QUE VOCÊ COLAR SUAS RESPOSTAS NO “COMENTÁRIO” E ANTES DE CLICAR EM “SAY IT”, ESCREVA CORRETAMENTE SEU NOME, NÚMERO, TURMA E COLÉGIO (NÃO ESQUEÇA DO COLÉGIO).

VOCÊ DEVERÁ ME ENVIAR AS RESPOSTAS ATÉ 07/09/2009.

OBS 1: No dia 22/03/2008, eu postei 6 arquivos em .pdf com o título evolução da geografia 1, 2, 3, 4, 5 e 6; no dia 28/06/2008 existem dois links para vídeos e no dia e no dia 10/06/2009 existe um outro link postado. Para quem não tem banda larga os arquivos e vídeos demorarão um pouco a carregar, mas há perguntas referentes a matéria desses arquivos e vídeos, sendo portanto indispensável a sua consulta para dar as respostas.

OBS 2: Quando você chegar ao final dessa primeira página do blog, clique em “older posts” para ver as páginas mais antigas.

OBS 3: Não clique em “sobre”, no alto do blog, logo acima do título “CORRENDO ATRÁS  (OU SOBRE COMO DAR UMA CHANCE) !!!”. Ao clicar nessa pasta você acaba abrindo uma tela para comentar, porém esse comentário não deve ser utilizado. SIGA AS INSTRUÇÕES DO Nº 4, DO PASSO-A-PASSO, PARA ENVIAR SUAS RESPOSTAS.

QUESTIONÁRIO:

1) Por que a teoria do Big Bang é a mais aceita e popular das teorias que procuram explicar o desenvolvimento do universo ? Ela se refere, de fato, a uma explosão ?

2) O que é bariogênese ?

3) O que é movimento de precessão ?

4) Quem criou a palavra geografia ? Quando ?

5) O que é um tesseract ?

6) O que é o Big Rip ? Qual sua relação com a energia escura ?

7) Qual a importância do campo magnético da Terra ?

8) Que planeta do sistema solar já tem um efeito estufa intenso em sua atmosfera ? Qual a temperatura do ar na sua superfície ? De que suas nuvens são feitas ?

9) Por que em 2009 comemoramos o ano internacional da astronomia?

10) O que é uma Geóide ? Qual a relação desse conceito com o nível dos oceanos ?

Não deixe para última hora. FAÇA LOGO !!

O CAMINHO DE LEITE………… julho 17, 2009

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Estamos no ano internacional da astronomia.  As postagens abaixo desenvolvem alguns assuntos relacionados a temática da astronomia.

Mas com tanta coisa pra comemorar, qual a razão de se comemorar um tema como esse ?

No texto abaixo, você vai saber o motivo.

 

O Ano Internacional da Astronomia em 2009 comemora os 4 séculos desde as primeiras observações telescópicas do céu feitas por Galileu Galilei. Esta será uma celebração global da Astronomia e suas contribuições para o conhecimento humano. Será dada forte ênfase à educação, ao envolvimento do público e ao engajamento dos jovens na ciência, através de atividades locais, nacionais e globais.
A Astronomia é uma das ciências mais antigas e deu origem a campos inteiros da Física e da Matemática. Teve papel fundamental na organização do tempo e do espaço explorados pela humanidade. Forneceu as ferramentas conceituais para a astronáutica, para a análise espectral da luz, para a fusão nuclear, para a procura de partículas elementares.

Os observatórios sempre estiveram na fronteira da óptica, da mecânica de precisão, da automação, da detecção e processamento de sinais. Hoje, telescópios no solo e no espaço captam informações em todas as faixas do espectro eletromagnético, desde os raios gama à ondas longas de rádio. Ela teve e tem profundo impacto no conhecimento e é uma das mais refinadas expressões do intelecto humano.
Há um século, mal tínhamos idéia da existência de nossa própria Galáxia e hoje sabemos que existem centenas de bilhões delas no limite de visibilidade do Universo e revelamos sua desabalada carreira para todas as direções. Conseguimos medir com boa precisão a idade e a composição química do Universo.

Descobrimos um verdadeiro “zoológico” de astros, variando entre densidades mais altas que a do núcleo atômico até mais baixas que o vácuo de laboratório e ambientes com temperaturas de bilhões de graus a poucos graus acima do zero absoluto. O céu é um imenso e diversificado laboratório de Física. Mostramos que a vida na Terra está intimamente ligada às estrelas, através dos elementos químicos que elas produziram e da energia que fornecem.
Há poucas décadas, a Astronomia revelou que todas as formas de matéria e energia tratadas pela Física constituem apenas uma minúscula fração do Universo, dominado pela matéria e energia “escuras”.

Não tínhamos meios de demonstrar que as outras estrelas constituem sistemas planetários como o nosso, e em poucos anos já catalogamos mais de 200 planetas extra-solares. Neste início de um novo milênio, nos colocamos um novo desafio, o de detectar vida em outros planetas e de verificar se ela é um produto de leis naturais da evolução da matéria, como prediz o evolucionismo, ou requer uma intervenção

externa, como grande parte da humanidade ainda acredita.
Qualquer que seja a resposta, o impacto no pensamento humano será enorme e isso pode ocorrer em poucas décadas.
O interesse do público pelo espaço cósmico nunca foi maior, colocando as descobertas astronômicas na primeira página da mídia. O Ano Internacional se propõe a satisfazer a demanda por informação e por envolvimento. Não só em 2009, mas engajando a longo prazo educadores, artistas, cientistas e astrônomos amadores numa rede de divulgação científica.

O Ano Internacional da Astronomia em 2009 comemora os 4 séculos desde as primeiras observações telescópicas do céu feitas por Galileu Galilei. Esta será uma celebração global da Astronomia e suas contribuições para o conhecimento humano. Será dada forte ênfase à educação, ao envolvimento do público e ao engajamento dos jovens na ciência, através de atividades locais, nacionais e globais.
A Astronomia é uma das ciências mais antigas e deu origem a campos inteiros da Física e da Matemática. Teve papel fundamental na organização do tempo e do espaço explorados pela humanidade. Forneceu as ferramentas conceituais para a astronáutica, para a análise espectral da luz, para a fusão nuclear, para a procura de partículas elementares.

Os observatórios sempre estiveram na fronteira da óptica, da mecânica de precisão, da automação, da detecção e processamento de sinais. Hoje, telescópios no solo e no espaço captam informações em todas as faixas do espectro eletromagnético, desde os raios gama à ondas longas de rádio. Ela teve e tem profundo impacto no conhecimento e é uma das mais refinadas expressões do intelecto humano.
Há um século, mal tínhamos idéia da existência de nossa própria Galáxia e hoje sabemos que existem centenas de bilhões delas no limite de visibilidade do Universo e revelamos sua desabalada carreira para todas as direções. Conseguimos medir com boa precisão a idade e a composição química do Universo.

Descobrimos um verdadeiro “zoológico” de astros, variando entre densidades mais altas que a do núcleo atômico até mais baixas que o vácuo de laboratório e ambientes com temperaturas de bilhões de graus a poucos graus acima do zero absoluto. O céu é um imenso e diversificado laboratório de Física. Mostramos que a vida na Terra está intimamente ligada às estrelas, através dos elementos químicos que elas produziram e da energia que fornecem.
Há poucas décadas, a Astronomia revelou que todas as formas de matéria e energia tratadas pela Física constituem apenas uma minúscula fração do Universo, dominado pela matéria e energia “escuras”.

Não tínhamos meios de demonstrar que as outras estrelas constituem sistemas planetários como o nosso, e em poucos anos já catalogamos mais de 200 planetas extra-solares. Neste início de um novo milênio, nos colocamos um novo desafio, o de detectar vida em outros planetas e de verificar se ela é um produto de leis naturais da evolução da matéria, como prediz o evolucionismo, ou requer uma intervenção

externa, como grande parte da humanidade ainda acredita.
Qualquer que seja a resposta, o impacto no pensamento humano será enorme e isso pode ocorrer em poucas décadas.
O interesse do público pelo espaço cósmico nunca foi maior, colocando as descobertas astronômicas na primeira página da mídia. O Ano Internacional se propõe a satisfazer a demanda por informação e por envolvimento. Não só em 2009, mas engajando a longo prazo educadores, artistas, cientistas e astrônomos amadores numa rede de divulgação científica.

 

Quer ler o site de onde retirei esse material ?  Acesse:

http://www.univap.br/astronomia2009/pq_ano_astronomia.php

O Big Bang e o começo de tudo. junho 10, 2009

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Atualmente a teoria mais aceita para a orígem do Universo é a teoria do Big Bang.  Abaixo você vai ler sobre essa teoria, suas características e as críticas que existem à ela.

Esse material pode ser lido na integra na URL http://ciencia.hsw.uol.com.br/big-bang1.htm

É o site “Como tudo funciona”.  Vale apena você clicar no link indicado acima e aprofundar seus conhecimentos, pois tem muito mais coisa lá para você nevegar nesse tema instigante

Por séculos, os seres humanos contemplaram as estrelas e imaginaram de que maneira o universo se tornou aquilo que é hoje. O assunto foi tema de debates religiosos, filosóficos e científicos. Entre as pessoas que tentaram revelar os mistérios do universo há famosos cientistas como Albert Einstein, Edwin Hubble e Stephen Hawking. Um dos mais famosos e aceitos modelos quanto ao desenvolvimento do universo é a Teoria do Big Bang.

Fred Hoyle
Express Newspapers/Getty Images
Foi o astrônomo Fred Hoyle quem cunhou a expressão “big bang

Apesar de a teoria do Big Bang ser famosa, ela é também muito incompreendida. Um dos equívocos mais comuns sobre a teoria é a de que ela descreve a origem do universo. Isso não é 100% correto. A teoria é uma tentativa de explicar como o universo se desenvolveu de um estado minúsculo e muito denso para aquilo que é hoje.Ela não tenta explicar o que iniciou a criação do universo, o que existia antes do Big Bang ou até o que existe fora do universo.

Outro equívoco é afirmar que o big bang tenha sido uma espécie de explosão. A teoria descreve a expansão do universo. Embora algumas versões da teoria se refiram a uma expansão incrivelmente rápida (possivelmente mais rápida que a velocidade da luz), isso ainda assim não representaria uma explosão no sentido clássico do termo.

A culpa é do nome

A confusão quanto ao Big Bang se deve, em parte, ao nome que lhe foi atribuído – ele indica que teria havido uma explosão. O responsável por isso é Sir Fred Hoyle, um crítico da teoria, que usou o termo “big bang” como expressão de desdém por esse modelo. O comentário foi divulgado e o nome acabou se firmando.

 

Expansão do Universo.

Expansão do Universo.

 

Resumir a teoria do Big Bang é um desafio. Ela envolve conceitos que contradizem a maneira pela qual percebemos o mundo. Os estágios iniciais do Big Bang se concentram em um momento no qual todas as forças separadas do universo eram parte de uma força unificada. As leis da ciência começam a se dissolver, à medida que recuamos no tempo. Consequentemente chega-se a um estágio em que não se pode mais construir teorias científicas sobre o que está acontecendo porque a ciência mesma já não se aplica.

A teoria do Big Bang descreve o desenvolvimento do universo do momento imediatamente posterior ao seu surgimento até os dias de hoje. Trata-se de um dos diversos modelos científicos que tentam explicar por que o universo é da maneira que é. A teoria faz diversas previsões, muitas das quais puderam ser confirmadas por meio de observações. Como resultado, é a mais popular e aceita das teorias quanto ao desenvolvimento de nosso universo.

O que é uma teoria

Na ciência, uma teoria é uma tentativa de explicar um aspecto específico do universo. Teorias não podem ser provadas, mas podem ser negadas. Caso observações e testes sustentem uma teoria, ela se torna mais forte e mais cientistas tendem a acatá-la. Caso as provas contrariem uma teoria, os cientistas precisam descartá-la ou revisá-la à luz de novos indícios.

O mais importante conceito, quando se fala do Big Bang, é o de expansão. Muita gente concebe o Big Bang como o momento no qual toda a matéria e energia do universo estava concentrada em um ponto ínfimo. Então, esse ponto explodiu, disparando matéria pelo espaço, e o universo nasceu. Na verdade, o Big Bang explica a expansão do espaço em si, o que por sua vez significa que tudo que estava contido dentro desse espaço está se afastando de tudo mais. A ilustração abaixo deve ajudar a entender.

Explosion vs. expansion of the universe
Embora muitas pessoas acreditem que a teoria do Big Bang se refere a uma explosão, ela na verdade trata da expansão do universo

Hoje, quando olhamos para o céu noturno, vemos galáxias separadas pelo que parecem ser amplas extensões de espaço vazio. Nos momentos iniciais do big bang, toda matéria, energia e espaço que poderíamos observar estavam comprimidos em uma área de volume zero e densidade infinita. Os cosmólogos chamam isto de singularidade.

Que cara tinha o universo no início do big bang? De acordo com a teoria, era extremamente denso e extremamente quente. Havia tanta energia no universo naqueles primeiros momentos que a matéria, tal qual conhecemos, não podia surgir. Mas o universo se expandiu rapidamente, o que significa que foi ficando menos denso e se resfriando. À medida que se expandia, a matéria começou a se formar e a radiação começou a perder energia. Em apenas alguns segundos, o universo se formou a partir de uma singularidade que se estendeu pelo espaço.

O resultado do big bang foi a formação das quatro forças básicas do universo:

  • eletromagnetismo
  • interação nuclear forte
  • interação nuclear fraca
  • gravidade

No começo do Big Bang, essas forças eram todas unificadas. Foi apenas pouco de seu início que elas se separaram para a  forma que hoje se apresentam. Mas o que ainda representa um mistério para os cientistas é saber de que maneira essas forças estiveram unidas. Muitos físicos e cosmólogos continuam trabalhando para desenvolver a Teoria da Grande Unificação, que explicaria como isso aconteceu e de que maneira essas forças se relacionam umas com as outras.

De onde veio a teoria do Big Bang

A teoria do Big Bang é resultado de duas abordagens diferentes quanto ao estudo do universo: astronomia e cosmologia. Os astrônomos usam instrumentos para observar estrelas e outros corpos celestes. Os cosmólogos estudam as propriedades astrofísicas do universo.

No século 19, os astrônomos começaram a utilizar ferramentas conhecidas como espectroscópios (também conhecidos como espectrógrafos). O espectroscópio é um instrumento que divide a luz em um espectro dos comprimentos de onda que a compõem. Os espectroscópios monstraram que a luz de um material específico, como um tubo brilhante de hidrogênio, produzia sempre a mesma distribuição de comprimentos de onda, específicos daquele material. Tornou-se claro que, ao estudar a distribuição de comprimentos de onda em um espectrógrafo, era possível compreender que tipo de elemento servia como fonte de luz.

Enquanto isso, o físico austríaco Christian Doppler descobriu que a freqüência de uma onda sonora dependia da posição relativa da fonte de som. Quando um objeto ruidoso se aproxima do observador, as ondas de som que ele gera se comprimem. Isso muda a freqüência do som e a pessoa o ouve em tom diferente. Quando o objeto se afasta, as ondas de som se distendem e o som se torna mais grave. O fenômeno é conhecido como efeito Doppler (em inglês).

Doppler effect illustration
Embora essa ilustração demonstre o efeito Doppler com ondas sonoras, as ondas de luz se comportam de maneira semelhante

A luz também se desloca em ondas e os astrônomos descobriram que algumas estrelas tinham, em seu espectro, mais luz na banda do vermelho do que seria de esperar. Eles deduziram que isso significava que essas estrelas estavam se afastando da Terra. À medida que as estrelas se afastam, os comprimentos de onda que emitem se distendem. Elas apresentam um desvio para a banda do vermelh no espectro porque essa extremidade do espectro apresenta comprimentos de onda maiores. Os cosmólogos definiram o fenômeno como desvio para o vermelho. O desvio para o vermelho de uma estrela é uma indicação da velocidade com que ela está se afastando da Terra. Quanto mais a luz se desviar para a extremidade vermelha do espectro, mais rápido a estrela estará se afastando.

Nos anos 1920, um astrônomo chamado Edwin Hubble percebeu algo de interessante: a velocidade de uma galáxia parecia ser proporcional à sua distância da Terra. Em outras palavras, quanto mais distante uma galáxia estivesse da Terra, mais rápido ela pareceria estar se afastando de nós. A partir desses dados, outros cientistas puderam teorizar que o universo em si estivesse se expandindo.

A descoberta de Hubble gerou um longo debate, que ainda não foi decidido: qual exatamente é a relação entre a velocidade de um corpo celeste distante e sua distância do observador? Os cosmólogos definem essa relação como constante de Hubble, mas ninguém concorda quanto ao seu valor exato. Hubble teorizou que fosse de 464 quilômetros por segundo (km/s) por megaparsec (Mpc). Um megaparsec é uma unidade de distância igual a mais de 3,08 x 1022 metros.

Hubble aparentemente superestimou esse número. Isso aconteceu porque, na época em que viveu, os instrumentos astronômicos não eram sensíveis o suficiente para medir com precisão a distância entre a Terra e corpos celestes. À medida que os instrumentos melhoravam, os cientistas refinavam a constante de Hubble, mas o debate sobre seu valor efetivo continua sem resolução.

Observando o céu

Várias equipes de cientistas se baseiam em corpos celestes diferentes para tentar determinar o verdadeiro valor da constante de Hubble. Algumas observam estrelas jovens conhecidas como variáveis Cefeidas. Outras usam supernovas. O resultado é que as estimativas para a constante de Hubble variam de 53 km/s/Mpc a 80 km/s/Mpc.

A homogeneidade astronômica

Dizer que o universo é homogêneo e isotrópico é outra maneira de dizer que ele é o mesmo em todos os lugares e que suas propriedades são as mesmas em qualquer direção, ou seja, que não existe uma posição especial ou central no universo. Esse postulado é muitas vezes definido como princípio cosmológico ou princípio de Copérnico.

Outra previsão era a de que o universo teria sido intensamente quente nos estágios iniciais do Big Bang. A radiação desse período deve ter sido fenomenalmente alta, portanto deve haver traços remanescentes dela. Como o universo precisa ser homogêneo e isotrópico, as provas devem estar distribuídas equitativamente pelo universo. Os cientistas descobriram indícios dessa radiação nos anos 1940, ainda que na época não soubessem exatamente o que haviam encontrado. Só em 1960 duas equipes científicas diferentes descobriram o que hoje designamos como radiação cósmica de fundo em microondas (RCFM). A RCFM é formada por resquícios da intensa energia emitida pela bola de fogo primordial do Big Bang. No passado, ela era intensamente quente, mas agora se resfriou a gélidos 2,725 kelvins (-270,4 graus Celsius).

The Cosmic Microwave Background Radiation

Cortesia NASA
Imagem da radiação cósmica de fundo em microondas obtida pela Sonda de Anisotropia de Microondas Wilkinson (WMAP)

Essas observações ajudaram a solidificar a Teoria do Big Bang como modelo predominante para a evolução do universo.

O primeiro segundo

Devido às limitações das leis da ciência, não é possível definir o instante em que o universo surgiu. Em vez disso, pode-se observar o período imediatamente subseqüente à criação do universo. Atualmente, o momento mais antigo sobre o qual os cientistas é o ocorrido em t = 1 x 10-43 segundos (onde “t” significa o tempo posterior à criação do universo). Em outras palavras, tome o número 1 e mova a casa decimal 43 lugares para a esquerda.

Spitzer Space Telescope image of an ancient galaxy
Cortesia NASA
Imagem de uma galáxia distante obtida
pelo Telescópio Espacial Spitzer, da NASA

A Universidade de Cambridge se refere ao estudo desses primeiros momentos como cosmologia quântica [fonte: Cambridge University (em inglês)]. Nos momentos iniciais do Big Bang, o universo era tão pequeno que a física clássica ainda não era aplicável. Em vez disso, a física quântica estava em ação.
A física quântica lida com a física em escala subatômica. Boa parte do comportamento das partículas em escala quântica parece estranho porque elas parecem desafiar a compreensão que se tem de física clássica. Os cientistas esperam descobrir a conexão entre a física quântica e a clássica, o que oferecerá muito mais informações sobre a maneira como o universo funciona.

Em t = 1 x 10-43 segundos, o universo era incrivelmente pequeno, denso e quente. Essa área homogênea do universo abarcava uma região de apenas 1 x 10-33 centímetros. Hoje, essa mesma quantidade de espaço se estende por bilhões de anos-luz. Os teóricos do big bang acreditam que, durante essa fase, matéria e energia eram inseparáveis. As quatro forças primárias do universo eram uma força unida. A temperatura desse universo era de 1 x 1032 graus Kelvin (1 x 1032 graus Celsius). Com a passagem de ínfimas frações de segundo, o universo se expandiu rapidamente. Os cosmólogos se referem a essa expansão do universo como inflação. O universo dobrou de tamanho diversas vezes em menos de um segundo [fonte: UCLA (em inglês)].

À medida que o universo se expandia, ele se resfriava. Por volta de t = 1 x 10-35 segundos, matéria e energia se separaram. Os cosmólogos designam esse momento como bariogênese - matéria bariônica é a forma de matéria que podemos observar. Em contraste, não podemos observar a matéria escura, mas sabemos que ela existe devido à maneira pela qual afeta a energia e outras formas de matéria.

Na bariogênese, o universo se encheu de quantidades quase iguais de matéria e antimatéria. Havia mais matéria que antimatéria, de modo que, embora a maioria das partículas e antipartículas tenham se aniquilado mutuamente, algumas partículas sobreviveram. Mais tarde, essas partículas se combinariam para formar toda a matéria do universo.

Um período de cosmologia de partículas se seguiu à era quântica. Esse período começa em t = 1 x 10-11 segundos. Trata-se da fase que cientistas conseguem recriar em condições de laboratório por meio de aceleradores de partículas. Isso significa que dispomos de alguns dados observacionais sobre a provável configuração do universo naquele momento. A força unificada se dividiu em seus componentes. As forças do eletromagnetismo e da interação nuclear fraca se separaram. Os fótons eram mais numerosos que as partículas de matéria, mas o universo era denso demais para que a luz brilhasse em seu interior.

Em seguida veio o período da cosmologia padrão, iniciado 0,01 segundo depois do começo do big bang. Desse momento em diante, os cientistas acreditam que dominam razoavelmente bem a maneira pela qual o universo se desenvolveu. O universo continuou a se expandir e a se resfriar, e as partículas subatômicas formadas durante a bariogênese começaram a se combinar formando nêutrons e prótons. Quando o primeiro segundo passou, essas partículas já eram capazes de formar os núcleos de elementos leves como o hidrogênio (na forma do isótopo deutério), hélio e lítio, processo conhecido como nucleossíntese. Mas o universo continuava denso e quente demais para que os elétrons se unissem a esses núcleos e formassem átomos estáveis.

O zero absoluto é muito frio?

Átomos e moléculas oscilam no interior da matéria. Mesmo objetos que parecem inertes, como rochas, são compostos de átomos em movimento. À medida que a matéria se resfria, os átomos se movem cada vez menos. Em determinada temperatura, eles atingem sua menor velocidade possível de movimento. Os cientistas definem essa temperatura como o zero absoluto – ou zero grau Kelvin, e menos 273 graus Celsius.

Os problemas da Teoria do Big Bang

Planck Satellite
Eric Estrade/AFP/Getty Images
O satélite Planck recolhe dados que ajudam os cientistas a refinar teorias como a do big bang

Desde que os cientistas propuseram a Teoria do Big Bang, muita gente questiona e critica o modelo. A seguir você verá uma lista das críticas mais comuns à Teoria do Big Bang.

  • Ela viola a primeira lei da termodinâmica, segundo a qual matéria e energia não podem ser criadas ou destruídas. Os críticos alegam que a Teoria do Big Bang sugere que o universo começou do nada. Os defensores da teoria dizem que essa crítica não se justifica por dois motivos. O primeiro é que o big bang não trata da criação do universo, mas sim de sua evolução. O segundo é que, já que as leis da ciência perdem a validade quando nos aproximamos do momento de criação do universo, não existe motivo para supor que a primeira lei da termodinâmica se aplicaria.
  • Alguns críticos dizem que a formação de estrelas e galáxias viola a lei da entropia, que sugere que os sistemas em mudança se tornam progressivamente menos organizados. Mas, se você considerar o universo primeiramente como completamente homogêneo e isotrópico, então o universo atual demonstra sinais de obediência à lei da entropia.
  • Alguns astrofísicos e cosmólogos argumentam que os cientistas interpretaram erroneamente dados como o desvio para o vermelho dos corpos celestes e a radiação cósmica de fundo. Alguns citam a ausência de corpos cósmicos exóticos que deveriam ter surgido com o big bang, como propõe a teoria.
  • O período inicial de inflação do big bang parece violar a norma de que nada pode viajar em velocidade superior à da luz. Os defensores da teoria têm diversas respostas diferentes a essa crítica. Uma é a de que, no começo do big bang, a teoria da relatividade ainda não se aplicava. Como resultado, viajar em velocidade superior à da luz não seria um problema. Outra resposta correlata é a de que o próprio espaço pode se expandir em velocidade superior à da luz porque ele não está sob o domínio da Teoria da Gravidade.

Existem diversos modelos alternativos para explicar o desenvolvimento do universo, ainda que nenhum deles tenha sido aceito de forma tão ampla quanto a Teoria do Big Bang.

  • O modelo do estado estacionário para o universo sugere que o universo sempre teve e sempre terá a mesma densidade. A teoria concilia as aparentes provas de que o universo está se expandindo pela sugestão de que o universo gera material em ritmo proporcional à sua taxa de expansão.
  • O modelo ecpirótico sugere que o universo é o resultado da colisão de dois mundos tridimensionais em uma quarta dimensão que está oculta. O modelo não está em conflito completo com a Teoria do Big Bang, já que, depois de algum tempo, ele se alinha aos eventos descritos pela Teoria do Big Bang.
  • A Teoria do Grande Salto sugere que nosso universo é um de uma série de universos que primeiro se expandem e depois se contraem. O ciclo se repete em intervalos de muitos bilhões de anos.
  • A cosmologia  de plasma tenta definir o universo em termos de suas propriedades eletrodinâmicas. O plasma é um gás ionizado, o que significa que é um gás com elétrons livres em movimento, capazes de conduzir eletricidade.

Existem diversos outros modelos. Algumas dessas teorias (ou ainda outras, sobre as quais nem mesmo pensamos) poderão substituir a Teoria do Big Bang como modelo mais aceito para o universo, no futuro? É bastante possível. À medida que o tempo passa e nossa capacidade de estudar o universo evolui, poderemos criar modelos mais precisos sobre como o universo se desenvolveu.

Do Big Bang aos nossos dias.

Do Big Bang aos nossos dias.

 

Agora que você leu como tudo começou, veja na próxima postagem como o Universo poderá acabar !

Tudo que começa, acaba ? junho 10, 2009

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Bem como tudo mais na vida, as coisas que começam tendem a acabar, terminar.  Assim será com o nosso Universo.

Na verdade existe muita controvérsia na astronomia sobre como será o fim do Universo e mesmo se ele teve um começo ou se terá um fim.

De acordo com os dados disponíveis no momento e conforme as últimas teorias astronômicas disponíveis o vídeo, cujo link está abaixo, mostra como poderia ocorrer o fim do Universo.

Dê uma olhada em http://www.youtube.com/watch?v=gHDoe2gQPmA

 

Depois olhe as características do nosso sistema solar.

Até a próxima.

EU VIVO SEMPRE NO MUNDO DA LUAAAAAAAA!! dezembro 10, 2008

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Eu sei que um dos assuntos que mais disperta a atenção dos alunos é a astronomia, afinal quem não se admira com a enormidade de estrelas que estão sobre nossas cabeças.

Por incrível que pareça a Geografia tem uma área de contato com essa extraordinária ciência que é a astronomia, em assuntos como a climatologia e a  cartografia.  Por isso, vamos dar uma passeio pelo sistema solar e depois aproveitar esse conhecimento para expandir nossa compreensão do espaço geográfico e da nossa ciência.

Ah, lembrei de uma coisa………….não estranhe o fato de algumas palavras estarem com letras a mais ou acentos onde você não esperava ver……………………é que o texto abaixo está escrito no português de Portugal…………………..ora pois, gajo !!!!

Mercúrio

mercurya Dados de Mercúrio

transitm Trânsito de Mercúrio

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol, e tem uma órbita invulgarmente excêntrica (apenas Plutão tem uma excentricidade maior). É o planeta que orbita com maior velocidade (o ano mercuriano tem apenas 88 dias) e é o segundo mais quente (logo a seguir a Vénus). Pela sua proximidade à Terra, que permite a sua observação a olho nu, é um dos 6 planetas conhecidos da antiguidade. De facto, apesar de não emitir luz própria visível, reflecte a luz do Sol e é um dos objectos mais brilhantes do céu. No entanto, é um planeta difícil de observar. Visto da Terra, nunca se afasta muito do Sol e está a maior parte do tempo ofuscado por este. Sem telescópio, só o conseguimos ver durante o pôr ou o nascer do Sol. Por exemplo, quando Mercúrio se encontra perto da sua maior elongação de oeste, pode ser visto pouco antes do nascer do Sol como uma estrela da manhã que o precede. Além disso, o fato de Mercúrio ter uma órbita mais próxima do Sol do que a da Terra permite-nos observar um fenômeno astronômico interessante, chamado Trânsito Solar, quando Mercúrio visto da Terra passa à frente do Sol.

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A superfície de Mercúrio faz lembrar a Lua

Quando em 1973-1975, a nave espacial Mariner 10 fez 3 voos próximos a Mercúrio, as fotografias que tirou mostraram-nos um planeta estéril, sem atmosfera, com um grande número de crateras causadas pelo impacto de meteoritos dos tempos turbulentos dos primeiros 700 milhões de anos do sistema solar. As semelhanças com a Lua foram logo evidentes, e tal como nesta, não foram observadas evidências da existência de placas tectônicas. Alternadas com zonas de muitas crateras, as imagens mostram ainda zonas lisas, aparentemente o resultado de correntes de lava solidificada provenientes de grandes erupções vulcânicas dos primeiros tempos de vida do planeta. Tal como a Terra, Mercúrio tem também um núcleo de ferro, sendo inclusive o planeta mais rico em ferro do sistema solar; os magnetômetros da Mariner 10 mostraram que, também como a Terra, Mercúrio possui um campo magnético, o que é uma indicação da presença de metais líquidos no seu interior.

Admite-se que Mercúrio possa ter nos pólos gelo proveniente de cometas, no interior de crateras que não vêm a luz solar. Esta possibilidade é sugerida pela alta reflectividade às ondas rádio medida nos pólos a partir de radiotelescópios na Terra. É que apesar de Mercúrio ser um planeta muito quente, o seu eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 0.5º em relação ao plano da sua órbita, não tendo por esta razão estações do ano, ficando os seus pólos permanentemente sujeitos a uma fraca incidência de luz solar.

Vénus

venusmar2 Dados de Vénus

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Ângulo entre Vênus, Terra e Sol, quando Vênus está exatamente iluminado pela metade.

Vênus é o segundo planeta mais próximo do Sol e o planeta mais próximo da Terra. As perguntas intrigantes que este planeta “gêmeo” da Terra nos coloca começam com o seu movimento de rotação própria. Uma rotação completa sobre si mesmo demora 243.01 dias, o que é um período invulgarmente longo. Além disso, enquanto que a maior parte dos planetas rodam sobre si próprios no mesmo sentido, Vênus é uma das excepções. Tal como Urano e Plutão, a sua rotação é retrógrada, o que significa que em Vênus o Sol nasce a este e põe-se a oeste. Durante muito tempo não se tinha a certeza porque é que existiam estas excepções, uma vez que a maior parte dos corpos no sistema solar, mesmo os satélites dos vários planetas, rodam no mesmo sentido, ‘herdado’ do movimento de rotação da nuvem primordial, no entanto, estudos dinâmicos recentes da obliquidade dos planetas podem explicar a rotação anômala de Vênus.

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Trânsito de Vênus ocorrido a 8 de Junho de 2004 pela primeira vez em mais de 100 anos.

No seu período de maior brilho, para um observador na Terra, Vênus é o objeto mais luminoso no céu, apenas ultrapassado pelo Sol e pela Lua. Apesar de, tal como Mercúrio, ser um planeta que orbita entre a Terra e o Sol, está suficientemente afastado deste para que o possamos observar sem que a luz Solar nos ofusque. Nos pontos da sua maior elongação difere do Sol por um ângulo de 47º o que permite ótimas condições para ser observado ao nascer e ao pôr do Sol. Por esta razão, desde a antiguidade que Vênus é também conhecido como a estrela matutina ou estrela vespertina. No ponto do seu maior brilho, Vênus é 16 vezes mais brilhante do que a estrela mais brilhante no céu, Sirius. Tal como Mercúrio, Vênus também pode entrar em conjunção interior, quando passa entre o Sol e a Terra, fato que permite que também com Vênus possamos observar um trânsito Solar, quando este visto da Terra passa à frente do Sol. No entanto, isso não acontece com frequência, uma vez que o plano da sua órbita tem uma inclinação de 3.39º com o plano da eclíptica. Os últimos 3 trânsitos de Vénus ocorreram em 1874, 1882 e em 2004.

Vênus é o planeta mais quente do sistema solar devido a um poderoso efeito de estufa

Vênus é por outro lado um planeta muito parecido com a Terra, em tamanho, densidade e força gravítica à superfície, tendo-se chegado a especular sobre se teria condições favoráveis à vida. Hoje sabemos que, apesar de ter tido origens muito semelhantes à Terra, a sua maior proximidade ao Sol levou a que o planeta desenvolvesse um clima extremamente hostil à vida. De facto, Vênus é o planeta mais quente do sistema solar, sendo mesmo mais quente do que Mercúrio, que está mais próximo do Sol. A sua temperatura média à superfície é de 460ºC devido ao forte efeito de estufa que acontece a grande escala em todo o planeta.

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Imagem artística da superfície rochosa de Vénus, a mais quente do sistema solar. CHRISTIAN DARKIN / SCIENCE PHOTO LIBRARY

Como a fotografia da Mariner 10 nos mostra, ao contrário de Mercúrio, Vênus tem, tal como a Terra, uma atmosfera com nuvens, na qual foi detectada, a partir da observação do espectro da luz refletida,  a presença de grandes quantidades de dióxido de carbono (CO2). Como se sabe, o CO2 é o principal gás responsável pelo efeito de estufa, e nasceu a ideia de que Vênus poderia ter temperaturas muito altas devido a um intenso efeito de estufa. No entanto, até a Mariner 2 fazer o primeiro voo próximo a Vênus e medir a temperatura à sua superfície, não se sabia exatamente qual o rigor dessas condições. Missões posteriores foram confirmando a pouco e pouco as condições agrestes do planeta: uma temperatura à superfície de 460ºC, uma pressão à superfície 90 vezes maior que a pressão na Terra; uma atmosfera composta por 96.5% de CO2 e cerca de 3.5% de azoto (N2), com nuvens de ácido sulfúrico (H2SO4) que se pensa serem provenientes de atividade vulcânica e que, devido às altas temperaturas, nunca condensam em chuva.

O registo de aparente atividade vulcânica em Vênus sugere que esta, tal como a Terra tem um interior líquido. No entanto não exibe campo magnético, o que pode estar relacionado com o seu movimento de rotação própria, demasiado lento para que o núcleo líquido suporte correntes elétricas a grande escala.

O mais surpreendente em Vênus é que o seu  passado é muito semelhante ao da Terra, pensando-se inclusive que em tempos terá tido oceanos, antes de ser dominado pelo efeito de estufa. Este fato leva-nos a perguntar qual terá sido o fator decisivo que levou às diferenças que hoje encontramos entre os dois planetas. É certo que Vénus está mais próximo do Sol, e que a intensidade de luz solar a que está sujeito é portanto maior, mas terá isso sido suficiente para fazer a diferença entre um planeta de clima ameno, com pouco CO2 na atmosfera, abundante em água, e um planeta dominado pelo efeito de estufa, principalmente composto de dióxido de carbono e onde a água desapareceu? A resposta a esta pergunta é essencial para entendermos o delicado equilíbrio que temos na Terra e os riscos que corremos ao perdê-lo.

Terra

terraa Dados da Terra

A Terra, o 3º planeta a contar do Sol, apesar de ser aquele que conhecemos melhor, continua a ser o que nos intriga mais. Única no nosso sistema solar, a complexidade física e química dos mecanismos que a fizeram um lugar tão propício à vida continua a surpreender-nos e a intrigar-nos. Terá sido a origem da vida na Terra um evento único num Universo estéril, ou terá sido apenas o passo seguinte, natural em todos os planetas pelo Universo fora que reúnam condições semelhantes? A física poderá ajudar a responder a esta pergunta. Com a física podemos descobrir os mecanismos que estão em jogo na estabilidade e equilíbrio essenciais à vida: o movimento da Terra no presente, no passado e no futuro, a importância da Lua na estabilidade do eixo da Terra e, portanto, na do seu clima, a natureza do Sol e o seu papel energético, a composição química na atmosfera e no interior da Terra, entre muitos mais segredos que nos ajudarão a definir o espectro de condições em que a vida é possível.

Movimento de translação

A Terra demora 365.256 dias a completar uma volta ao Sol. É este movimento, combinado com a inclinação do seu eixo que dá origem às estações do ano que tão bem conhecemos.

Movimento de rotação, o dia e a noite.

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Pêndulo de Foucault. A rotação da Terra leva a um movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo

A Terra leva 23.9345 horas a fazer uma rotação em torno do seu eixo que tem uma inclinação de 23.45º com o plano da eclíptica. É este o movimento responsável pela passagem dos dias e das noites. No entanto, na antiguidade pensava-se que eram o Sol e os outros planetas e estrelas que se deslocavam em torno da Terra. De fato, a passagem dos dias e das noites não é prova de que a Terra roda, uma vez que o movimento é relativo e seria igualmente plausível admitir que é o Sol e toda a esfera celeste que giram. Podemos no entanto provar que é a Terra que gira sobre si mesma fazendo a experiência do pêndulo de Foucault, (figura acima). Se é verdade que a Terra roda, então o plano de oscilação de um pêndulo, que seria sempre o mesmo para um observador fixo, será visto a rodar por um observador que se mova com a Terra. Esta experiência foi realizada pela primeira vez em 1851 pelo físico francês Jean Bernard Leon Foucault (1819-1868), usando um pêndulo pendurado do teto do Panthéon de Paris. Em lugares longe do pólo Norte ou do pólo Sul, o efeito da rotação da Terra no movimento aparente do plano de oscilação do pêndulo não é tão fácil de calcular como no caso da figura. O período desse movimento aparente depende da latitude do lugar onde o pêndulo é posto a oscilar.

Em 2002, a experiência do pêndulo de Foucault foi escolhida pelos leitores da revista Physics World como uma das dez mais belas experiências de sempre. No átrio do edifício do Museu de Ciência, mesmo antes da recepção, pode apreciar-se uma montagem desta experiência. Se for ao Museu, observe à entrada a posição do plano de oscilação do pêndulo e repare à saída como esta mudou em relação à sala. No pólo Norte ou no pólo Sul, o movimento aparente do plano de oscilação de um pêndulo completaria uma rotação em torno da vertical  em 24h, seguindo o movimento da Terra. Em Lisboa, à latitude de 38º, este movimento aparente é mais lento e o plano de oscilação do pêndulo completa uma rotação em aproximadamente dia e meio.

Precessão do eixo de rotação da Terra

Juntamente com os dois movimentos periódicos de rotação própria e de translação, a Terra exibe também um sutil movimento de precessão do seu eixo de rotação, com uma periodicidade de 26.000 anos. Foi detectado pela primeira vez há mais de 2000 anos, no séc. II A.C., por Hiparco. Neste movimento, a orientação do eixo da Terra relativamente à esfera celeste muda, o que faz mudar também as referências para o Norte e Sul geográficos na esfera celeste, os pólos celestes norte e sul. Por exemplo, no tempo dos descobrimentos a estrela polar (Polaris) encontrava-se 3º desviada do verdadeiro pólo norte celeste. Esta discrepância tinha que ser levada em conta em quaisquer cálculos de navegação. Hoje em dia, Polaris tem uma discrepância de apenas 1º e por essa razão é que nos habituamos a confiar na referência “estrela polar” como indicadora do pólo norte. Daqui a uns milhares de anos a estrela polar deixará de ser a Polaris e passará a ser Vega ou Thuban. A figura abaixo seguinte mostra o círculo que desenha o eixo da Terra na esfera celeste ao longo do seu movimento de precessão.

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Círculo na esfera celeste desenhado pelo eixo da Terra ao longo do seu movimento de precessão.

Como mostra a figura, o movimento de precessão leva também a que o plano do equador da Terra mude de orientação, e é a intercepção deste plano  com o plano da eclíptica que marca a posição dos equinócios. Assim sendo, a precessão da Terra conduz também a uma lenta alteração dos equinócios no calendário, chamada precessão dos equinócios.

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Precessão da Terra.

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A precessão na Terra resulta da ação gravitacional conjunta do Sol e da Lua.

A precessão acontece porque a Terra roda sobre si mesma. Por um lado, isso levou a que, devido a efeitos centrífugos, o nosso planeta não seja perfeitamente esférico mas ligeiramente achatado nos pólos (o diâmetro equatorial é 43 Km maior que o diâmetro de pólo a pólo). Por outro, pela sua obliquidade, as forças gravitacionais que o Sol ou a Lua exercem sobre  a Terra, mais intensas sobre  a parte  mais próxima  do que sobre a mais afastada  da deformação equatorial,  tendem  a ‘endireitar’ o eixo  de rotação, como mostra a figura seguinte. O efeito destas forças, no entanto, não é o de endireitar o eixo de rotação mas sim o de o fazer precessar, o mesmo efeito que todos já observamos num pião. Tal como um pião sujeito ao peso não cai enquanto se mantêm a rodar,  também a rotação da Terra sob a ação quer do Sol quer da Lua mantém a sua obliquidade,  enquanto precessa em torno da direção perpendicular ao plano da sua órbita.

As forças responsáveis pela precessão do eixo de rotação da Terra são um exemplo de forças de maré, o nome genérico que se dá ao efeito de forças gravitacionais diferenciais sobre corpos extensos, e que resulta de a intensidade da força gravitacional diminuir com a distância.  Um outro exemplo destas forças é o mecanismo pelo qual a atração gravítica da Lua dá origem às marés.

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Forças de maré na Terra causadas pela Lua. Os vetores da figura representam a resultante não nula da ação gravítica da Lua sobre a Terra, forças diferenciais. A azul está assinalada (de uma forma exagerada) a deformação resultante na distribuição da água dos oceanos pela superfície da Terra. A rotação da Terra muda a orientação da sua superfície relativamente à Lua e é por esta razão que assistimos ao movimento periódico das marés.

Para além do movimento de precessão,  a influência gravitacional dos outros planetas do sistema solar leva a movimentos ainda mais sutis do eixo de rotação da Terra. Por exemplo, a obliquidade, que temos dito que é constante e igual a 23.5º, tem na verdade um movimento próprio chamado nutação, uma ligeira oscilação provocada principalmente pela mudança da posição relativa do Sol e da Lua entre si, que leva também a ligeiras variações da velocidade de precessão. A componente mais importante deste movimento tem um período aproximado de 19 anos.

Terra – O Planeta e a vida

A Terra é o maior dos planetas terrestres. Ao que tudo indica, a sua formação começou também pela agregação de pequenos planetesimais que, juntamente com cometas ricos em gelo que com eles terão colidido, criaram a matéria prima do mundo que hoje conhecemos. De forma a compreendermos a sua história química e geológica, que por sua vez permitiram uma história biológica, é útil olharmos para a abundância média de elementos no Universo e percebermos o papel que tiveram na evolução do nosso planeta.

  • Hidrogênio (H) – É o primeiro elemento da tabela periódica, e o mais leve. É de longe o elemento mais abundante do Universo, mas devido à sua massa reduzida facilmente se escapa do campo gravitacional de pequenos planetas como a Terra. É por esta razão que, ao contrário dos gigantes gasosos, a Terra não formou uma atmosfera predominantemente de hidrogênio. Contudo, o hidrogênio que restou permitiu formar moléculas mais pesadas de H2O.
  • Hélio (He) – Segundo elemento mais abundante do Universo e segundo elemento da tabela periódica. Tal como o hidrogênio, é leve demais para ter formado parte predominante da atmosfera terrestre. Além disso é um gás raro, o que significa que tem dificuldades em ligar-se quimicamente a outros elementos.
  • Oxigénio (O) – Terceiro elemento mais abundante do Universo, e o mais abundante para a combinação com o hidrogênio, dando origem à molécula de água H2O. Terá sido o vapor de água a molécula principal da atmosfera primordial da Terra. Como se sabe, a molécula de água também absorve infravermelhos, o que significa que também contribuí para o efeito de estufa; este fator terá ajudado a retardar o arrefecimento da Terra nos seus primeiros tempos de vida. Quando as temperaturas diminuíram suficientemente, o vapor de água condensou e formaram-se os oceanos. Nesta fase, a diminuição de vapor de água na atmosfera terá reduzido significativamente o efeito de estufa, provocando uma redução mais rápida da temperatura que terá levado ao congelamento dos oceanos.
  • Carbono (C) – O quarto elemento mais comum no Universo. Se não fosse o carbono a Terra ficaria um planeta gelado para sempre. O dióxido de carbono libertado na atmosfera pela atividade vulcânica permitiu compensar a diminuição de vapor de água e conservar parte do calor libertado pela Terra, o que elevou de novo a temperatura. Desta forma os oceanos descongelaram e regressaram ao estado líquido, cobrindo 71% da superfície terrestre. Provavelmente existiria então uma maior abundância de CO2 .

A vida na Terra.

Entretanto, com o aparecimento de vida no nosso planeta a composição da atmosfera mudou radicalmente. Com os primeiros organismos vivos a transformarem energia solar em energia química, através da fotossíntese, um processo que consome CO2 e água e liberta O2, as quantidades de dióxido de carbono na atmosfera diminuíram significativamente, aumentando as quantidades de oxigénio. De início, o oxigénio libertado terá reagido com outras substâncias e formado óxidos. No entanto, com a proliferação de vida, a quantidade de oxigénio continuou a aumentar, tendo começado, a partir de uma certa altura, a ser depositado livre na renovada atmosfera terrestre.

Com uma abundância tão grande de O2 desenvolveram-se formas de vida, tal como nós, que através da respiração conseguem energia transformando O2 em CO2.

O interior da Terra

Para além da energia do Sol e da de rotação da Terra, que vai sendo muito lentamente transferida para os oceanos devido às forças de maré da Lua, o nosso planeta dispõe ainda de uma terceira fonte de energia: O seu calor interno.

De fato, a Terra é um planeta geologicamente vivo, com atividade vulcânica, um campo magnético global (indicador de um interior líquido), e dividido em placas tectônicas, onde estão assentes os continentes e os oceanos, em permanente mudança. A atividade vulcânica e sísmica na Terra é de tal maneira importante que a maior parte da sua superfície tem menos de 100 milhões de anos (a Terra tem aproximadamente 5 bilhões de anos). A energia que alimenta esta atividade provém do interior fundido da Terra, composto principalmente por derivados de ferro. A melhor maneira de obter informação sobre o seu interior é através das ondas sísmicas. Sempre que ocorrem terremotos, os geólogos sabem que as ondas que estes produzem sofrem refração, tal como um raio de luz, que também é uma onda, muda de direção ao atravessar a superfície de separação entre dois meios conforme a natureza dos dois materiais. Através destas medições, conseguem obter dados importantes sobre a densidade dos materiais a diferentes profundidades e portanto, sobre a sua composição química. Normalmente divide-se a Terra em 4 camadas distintas caracterizadas pela sua densidade e temperatura. Como sabemos, cada material tem uma determinada temperatura de fusão que depende também da pressão. Quanto maior for a pressão a que um material está sujeito, mais difícil é derretê-lo. No interior da Terra passa-se uma espécie de competição entre temperatura e pressão: Por um lado as temperaturas aumentam à medida que a profundidade aumenta, por outro a pressão também aumenta, mas não aumentam da mesma maneira. É a relação entre as duas que nos permite saber a que profundidade é que os materiais estão no estado líquido e a que profundidade estão no estado sólido. A figura abaixo mostra a estrutura interna da Terra.

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A Terra tem uma estrutura interna em camadas.

O campo magnético da Terrestre

Como dissemos, a Terra possui também um campo magnético global causado pelo movimento de cargas no seu interior líquido induzido pela rotação da Terra e pela energia térmica. Ainda não é claro como o campo surge, mas simulações recentes indicam que aqueles são os principais fatores responsáveis pela sua gênese. A importância prática das bússolas na orientação fez com que o magnetismo, e o campo magnético da Terra, fossem usados desde muito antes de a física ter desvendado as propriedades destes fenômenos e a sua relação com o movimento de cargas elétricas. Um aspecto interessante e descoberto há pouco tempo, é que o campo magnético da Terra inverte o seu sentido periodicamente; por exemplo, há 30.000 anos o pólo norte magnético era no pólo Sul geográfico. A evidência deste fenômeno encontra-se na observação de rochas de diferentes idades: os pequenos magnetes permanentes de uma rocha, quando arrefece, na altura da sua formação, irão alinhar-se com o sentido do campo, e ficam ‘congelados’ nessa configuração quando a rocha arrefece. Passados milhares de anos, o sentido que esses magnetes possuírem indica o sentido do campo magnético na altura da sua formação.

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O campo magnético da Terra

Uma das razões pela qual o campo magnético da Terra é tão importante, para além de ter ajudado os navegadores portugueses a não perderem o norte, é porque serve de escudo ao vento solar que fustiga a Terra, e todo o sistema solar. Este vento é composto por elétrons e prótons, partículas com carga eléctrica com origem no Sol, que chegam à Terra com grande quantidade de energia. Se a Terra não possuísse campo magnético, seria constantemente bombardeada por estas partículas, o que poderia ter consequências nefastas para a vida. No entanto, uma partícula com carga eléctrica que encontre um campo magnético sofre uma força que a desvia da sua direcção inicial. Assim sendo, como mostra a figura seguinte à esquerda, o campo serve de proteção a estas rajadas. Por vezes, junto aos pólos, onde o campo magnético é mais fraco, algumas partículas conseguem penetrar na atmosfera terrestre; quando isso acontece, podem colidir com átomos excitando-os para níveis elevados de energia. Estes átomos por sua vez tendem a regressar aos níveis mais baixos, e quando o fazem, emitem a luz visível que dá origem às famosas auroras observadas junto aos pólos, figura da direita.

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O campo magnético serve de escudo ao vento solar.

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Aurora boreal.

Ainda sobre o magnetismo terrestre, veja o bom vídeo a seguir:

http://www.youtube.com/watch?v=9SyLGsBBdVE

A Lua

A Terra só tem uma lua, que terá ficado presa ao campo gravítico terrestre após uma colisão, nos primeiros tempos do sistema solar, entre um protoplaneta e a Terra.

A Lua é o único satélite da Terra e todos sabemos que nos mostra sempre a mesma face. Isto acontece porque o seu período de rotação é igual ao seu período de translação. Diz-se que tem uma rotação síncrona. Este fenômeno é muito geral no sistema solar e é provocado pelas forças de maré que a Terra exerce na Lua, favorecendo esta configuração. Demasiado pequena para reter uma atmosfera, sem campo magnético global, a Lua está geologicamente morta como indicam as grandes quantidades de crateras que observamos.

Segundo a teoria da colisão a Lua é o resultado da colisão de um objeto aproximadamente do tamanho de Marte com a Terra primitiva, o que permite explicar a maior parte das características que observamos hoje em dia. A interação gravitacional com a Terra afasta-a de nós 3.8 cm por ano. Por sua vez as marés que induz na Terra estão a diminuir a velocidade de rotação do nosso planeta e portanto a aumentar a duração do dia em 0.002 segundos por século. A Lua tem um papel fundamental na estabilização do eixo da Terra. Se não existisse, a Terra estaria sujeita a fortes oscilações na sua obliquidade que teriam decerto, impossibilitado o desenvolvimento de vida no nosso planeta.

Marte

martea Dados de Marte

Marte, depois da Terra, é o planeta mais fácil de estudar.

Visto da Terra parece um planeta vermelho, embora na verdade seja mais acastanhado. O seu eixo de rotação tem uma inclinação muito semelhante à do nosso planeta, 25.19º, o que significa que tem estações do ano. Ao contrário de Mercúrio, que está demasiado perto do Sol para que seja facilmente observado, e de Vénus, cujas densa atmosfera e cobertura de nuvens bloqueiam a observação da sua superfície, Marte está relativamente próximo da Terra sem estar muito próximo do Sol, e tem uma atmosfera muito rarefeita, o que nos permite observar a sua superfície com relativa facilidade. A melhor altura para observar Marte é quando este se encontra na sua oposição, isto é, quando a Terra está entre Marte e o Sol. Quando assim é Marte está próximo da Terra e bem alto no céu nocturno. Esta configuração acontece aproximadamente cada 780 dias.

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Paisagem marciana

Além das características da sua órbita, com um período de 686.98 dias, os primeiros dados de Marte a serem obtidos através de observações feitas na Terra datam de 1659, quando Christiaan Huygens, observando com um telescópio o movimento de uma grande mancha negra no planeta chamada Syrtis Major concluiu que o seu período de rotação era aproximadamente 24h, muito parecido com o da Terra. Mais tarde, em 1666, o astrónomo italiano Gian Domenico Cassini não só refinou a medida do período de rotação de Marte como terá sido o primeiro a observar os seus pólos, caracterizados, tal como na Terra, por duas manchas brancas. Até ao séc. XX, subsequentes observações chegaram a criar grande especulação sobre a existência de vida inteligente no planeta, embora posteriormente se tenha reconhecido que as imagens obtidas com os telescópios de então tenham induzido em erro os astrónomos.

Posteriormente, na era moderna da exploração espacial, entre 1964 e 1969, as Mariner 4, Mariner 6 e Mariner 7 fizeram os primeiros voos próximos ao planeta e obtiveram as primeiras imagens da sua superfície. Estas mostraram um planeta nalguns aspectos semelhante à Lua, sem nenhuma evidência de vida, e com várias crateras, antigos vulcões e desfiladeiros, o que significa que pelo menos parte da sua superfície é bastante antiga, datando dos primeiros tempos do sistema solar, quando os planetas estavam sujeitos às colisões frequentes de meteoritos. Esta evidência indica também que as forças de erosão em Marte não são tão fortes como as que observamos na Terra, e que a actividade vulcânica no planeta está extinta. Além disso, medições efectuadas pela Mars Global Surveyor mostram que Marte não tem campo magnético,  o que significa que o seu interior já não é suficientemente quente para que fluxos de lava possam dar origem a um campo magnético global. No entanto, a missão espacial encontrou nas zonas mais antigas, no hemisfério Sul, rochas magnetizadas em diferentes direcções, o que mostra que Marte teve um campo magnético em tempos e que este, tal como o campo da Terra, invertia o seu sentido de tempos a tempos.

Terá havido água líquida em Marte?

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Canais em Marte, evidência de correntes de água que terão existido no planeta

Actualmente não há qualquer evidência de que exista água líquida à superfície de Marte. No entanto, missões recentes revelam que terá existido água no estado líquido: canais à superfície com padrões muito semelhantes aos rios na Terra, figura da direita, zonas aparentemente talhadas pela erosão provocada por fortes correntes e, até, pedras lisas com a textura típica de pedras encontradas no leito de rios na Terra. Hoje em dia, contudo, Marte não exibe condições que permitam água no estado líquido à sua superfície. Por um lado, a pressão da atmosfera actual do planeta à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra, e como já dissemos, quanto menor é a pressão, mais baixa é a temperatura necessária para a água passar do estado líquido para o gasoso. Por outro, a sua atmosfera muito rarefeita não fornece um mecanismo eficaz de efeito de estufa e a temperatura média em Marte é de -53ºC, oscilando entre máximos de 20ºC e mínimos de -140ºC. Feitas as contas, as combinações possíveis de temperatura e pressão à superfície de Marte não permitem água no estado líquido, apenas no estado sólido ou no gasoso.

Marte começou muito parecido com a Terra, mas evoluiu de maneira diferente.

Quando comparamos o passado de Vénus, Terra e Marte, constatamos que os três planetas apresentaram condições iniciais no tempo da sua formação muito semelhantes: todos eles se formaram a partir do mesmo material da nébula solar e a sua distância ao Sol é da mesma ordem de grandeza. No entanto, Vénus evoluíu para um planeta quente com um forte efeito de estufa, Terra para um planeta moderado onde surgiu vida, e Marte para um planeta frio e quase sem atmosfera. Quando tentamos perceber a razão pela qual  tiveram evoluções distintas, chegamos à conclusão que foram os pormenores que os distinguem que levaram a que os mecanismos geológicos e climáticos de cada um deles dessem origem a planetas tão diferentes. Vimos que Vénus tem praticamente o tamanho da Terra, mas a sua maior proximidade ao Sol terá levado a que se desencadeasse um efeito de estufa irreversível que actualmente domina o planeta. Na Terra, ligeiramente mais longe, emergiu um clima equilibrado, onde o efeito de estufa é travado pelos oceanos e pelos mecanismos da vida, que entretanto mudaram a atmosfera. Marte, pelo facto de estar mais longe do Sol, e por ser mais pequeno que a Terra e Vénus, não conseguiu suportar uma atmosfera densa que conseguisse equilibrar a temperatura no planeta.

A atmosfera actual de Marte é consequência do seu pequeno tamanho.

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Foto tirada pelo Opportunity, veículo de exploração de Marte. Credito: NASA/JPL/CalTech.

Temos visto a importância do efeito de estufa na evolução da atmosfera dos planetas terrestres. Dissemos que em Vénus este efeito se descontrolou, fazendo subir muito a temperatura do planeta. Dissemos também que na Terra o efeito de estufa atingiu um equilíbrio essencial à vida. É curioso observar que no caso de Marte este efeito quase desapareceu.

Desde o séc. XIX que os astrónomos observam nuvens em Marte. Na verdade estas nuvens, figura da direita, fazem parte de uma fina atmosfera composta por 95.3% de dióxido de carbono, 2.7% de azoto e pequenas quantidades de árgon, oxigénio, monóxido de carbono e vapor de água. As nuvens são compostas por pequenos cristais de gelo de água e de dióxido de carbono. Porque é que Marte evoluiu de maneira tão diferente da Terra?

  • No início Marte teria oceanos e uma atmosfera mais densa, e seria mais quente devido à presença de CO2 na atmosfera. Tal como na Terra, o ciclo da água deveria existir: evaporação, condensação, nuvens e chuva. No entanto, o CO2 dissolve-se na chuva e deposita-se no fundo dos oceanos, ligando-se quimicamente a outros materiais e, desta maneira, é retirado da atmosfera. O mecanismo que a Terra tem, e Marte tinha, para devolver o CO2 necessário à atmosfera e manter o efeito de estufa estável envolve erupções vulcânicas.
  • Em Marte, no entanto, por ser mais pequeno, o interior arrefeceu mais rapidamente e a dada altura as erupções cessaram. Sem vulcões, a chuva continuou a remover CO2 da atmosfera sem reposição.
  • Cada vez com menos dióxido de carbono, o efeito de estufa diminuiu e as temperaturas baixaram, o que fez com que ainda mais vapor de água condensasse e chovesse, limpando ainda mais a atmosfera de CO2.
  • À medida que a atmosfera foi ficando mais fina, os raios ultra violeta provenientes do Sol, muito energéticos, começaram a penetrar na atmosfera, rompendo moléculas de N2, CO2 e H2O. Estas, reduzidas às suas partes mais leves escaparam do fraco campo gravítico de Marte. Alguns átomos de oxigénio que ficaram podem ter-se ligado a minerais de ferro à superfície. Estes compostos, que têm uma cor avermelhada, podem ser os responsáveis pela actual cor que vemos em Marte.
  • Ficou assim uma atmosfera fina, onde a pressão à superfície é muito baixa: 0.0063 vezes a pressão da atmosfera à superfície da Terra.
  • Com a descida da temperatura, a água que restava acumulou-se gelada nos pólos que hoje conseguimos ver, juntamente com algum gelo de dióxido de carbono.

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Marte: Um planeta desértico

Desde 1976, com as duas Viking Vanders, as primeiras missões a aterrarem em Marte, que o nosso conhecimento do planeta vermelho tem evoluído muito. Robots equipados com tecnologia de ponta têm aberto as portas para que um dia um ser humano venha a pisar este planeta. Actualmente, a Spirit e a Opportunity são as duas missões da Nasa a trabalharem no planeta, onde além dos estudos prolongados que fazem ao solo captam imagens espectaculares como a da figura seguinte, obtida pela Spirit. Para mais informações sobre estes projectos clique aqui.

Marte tem duas luas

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Deimos e Phobos, as duas luas de Marte.

Marte tem ainda duas luas chamadas Deimos e Phobos, que no entanto têm formas irregulares. Têm um tamanho da ordem dos 10 km e assemelham-se mais a asteróides do que a pequenos planetas. Pensa-se que terão sido capturados da cintura de asteróides. Hoje sabemos que esta captura foi possível devido às órbitas irregulares provocadas pela influência gravitacional de Júpiter nalgumas regiões da cintura de asteróides. Este mecanismo aparece como um dos exemplos mais evidentes do caos no sistema solar.

Júpiter

jupitera Dados de Júpiter

A massa de Júpiter é duas vezes e meia a massa combinada de todos os outros corpos do sistema solar à excepção do Sol.

Júpiter é o maior planeta do sistema solar, e o primeiro dos gigantes gasosos. Tem um diâmetro 11 vezes maior que o diâmetro da Terra e uma massa 318 vezes superior. Tal como Marte, a melhor altura para o observar no céu é quando se encontra em oposição, quando a Terra fica entre Júpiter e o Sol. Demora quase 12 anos a completar uma órbita mas tem um período de rotação invulgarmente rápido: 9h 50m 28s sendo o planeta com a rotação mais rápida do sistema solar. No entanto, o astrónomo Gian Domenico Cassini descobriu em 1690 que as regiões do equador do planeta rodam ligeiramente mais devagar que as regiões polares. Junto aos pólos o período de rotação é aproximadamente 9h 55m 41s. Este facto sugere que Júpiter, ao contrário dos planetas terrestres que rodam como um corpo rígido, é maioritariamente líquido no seu interior. O que confirma também que a sua composição é muito diferente da composição dos planetas terrestres.

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Mancha vermelha de Júpiter: Uma forte tempestade permanente.

De facto, Júpiter formou-se nas regiões periféricas da nébula solar, onde as temperaturas eram mais baixas e onde havia grandes quantidades de hidrogénio e hélio disponíveis, assim como de gelos que persistiam nesta zona da nébula. Vários factos sugerem que Júpiter é principalmente constituído por aqueles elementos, como por exemplo a sua densidade média de 1326 kg/m3, cerca de 1/4 da densidade da Terra, indicando a presença dominante de átomos muito leves, como o hidrogénio e o hélio. No entanto,  foi só nos anos 60 e 70 do séc. XX, com a primeira missão espacial que passou próximo do planeta, que se mediram espectros comprovativos da existência abundante daqueles elementos. Hoje sabemos que Júpiter é composto por 86.2% de moléculas H2, 13.6% de átomos de hélio (He) e 0.2% de metano, amónia, vapor de água e outros gases.

Júpiter tem uma atmosfera complexa e dinâmica, com padrões climáticos estáveis a grande escala e uma aparente estrutura em camadas que exibem diferentes cores. O mais conhecido e notável fenómeno desta atmosfera é a famosa mancha vermelha, figura anterior à esquerda, uma forte tempestade provocada, tal como as tempestades na Terra, pelo conflito de padrões climáticos que produzem ventos fortes e grande turbulência. Com ventos que chegam aos 500 km/h, tem dimensões típicas duas e três vezes o tamanho da Terra. No entanto, ao contrário do que acontece no nosso planeta, em que as tempestades se dissipam no relevo da superfície, a mancha vermelha existe pelo menos há 3 séculos, confirmando que a natureza do interior de Júpiter é bastante diferente da dos planetas terrestres.

Júpiter é um planeta com um interior quente, consequência da sua própria acção gravítica.

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Na astronomia é importante sondar os céus nas diferentes regiões do espectro da luz, para além da luz visível. Nesta imagem vemos uma fotografia tirada a Júpiter na banda dos infravermelhos. As zonas mais luminosas são as zonas por onde sai mais calor, onde existem aberturas nas nuvens.

Júpiter será sempre um planeta difícil de estudar por causa das suas condições agrestes. Pensa-se que a sua atmosfera é composta por nuvens de gelo de amónia numa primeira camada, seguidas por nuvens de hidrosulfureto de amónio e finalmente por nuvens de água. As diferentes cores nas nuvens que observamos resultam da temperatura e portanto da profundidade a que se encontram: nuvens castanhas são as mais quentes, e portanto mais fundas, as nuvens brancas são as seguintes, e as vermelhas as mais altas, e mais frias. No entanto estas nuvens ocupam apenas os primeiros 100 km do interior do planeta. À medida que penetramos no seu interior a pressão aumenta assim como a temperatura. Júpiter, tal como os planetas terrestres, tem um núcleo sólido, denso, com oito vezes a massa da Terra embora devido à pressão de 70 milhões de atmosferas tenha um diâmetro de apenas 11000 km (mais pequeno que a Terra). A esta profundidade a temperatura é de 22000 K, ou  21726 ºC.

Um dos factos mais surpreendentes que se descobriu sobre Júpiter é que emite mais energia através de radiação infravermelha do que aquela que recebe da luz solar. Isto porque na altura da sua formação, há 4.6 milhões de anos, uma grande quantidade de energia gravitacional foi convertida em energia térmica, que ainda hoje mantém quente o seu interior. O calor libertado por este  núcleo quente e o rápido movimento de rotação são os principais responsáveis pela forte dinâmica climática do planeta.

Júpiter tem um gigantesco campo magnético criado por hidrogénio metálico no seu interior

Já falámos das zonas mais exteriores de Júpiter e do seu núcleo, o que há no meio? As medições efectuadas mostram que Júpiter tem um campo magnético bastante forte, 14 vezes mais forte que o da Terra na zona do equador. No entanto sabe-se que Júpiter não tem, como a Terra tem, um interior de ferro líquido onde circulem as correntes eléctricas que geram o campo magnético terrestre. O seu interior contem, em vez de ferro, hidrogénio líquido. Mas, às elevadíssimas pressões do interior do planeta, os electrões dos átomos de hidrogénio são partilhados, comportando-se o líquido como um metal. De facto, as pressões no interior de Júpiter são tão elevadas que permitem que cada um dos electrões de cada átomo de hidrogénio (o átomo de hidrogénio só tem um electrão) possa saltar para outros átomos, comportando-se o líquido como um metal. Assim sendo, a rotação do planeta e a energia constantemente libertada do núcleo induzem correntes no hidrogénio líquido que dão origem a um campo magnético que chega a estender-se por milhões de quilómetros no espaço. Debaixo dos primeiros 75 km de nuvens, Júpiter tem 7000 km de uma mistura de hidrogénio e hélio no seu estado gasoso; na camada seguinte tem 56000 km de hidrogénio metálico líquido. O núcleo rochoso tem 11000 km de raio envolto numa camada de 3000 km de “gelo” líquido proveniente de cometas, figura da direita.

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Estrutura do interior de Júpiter

As Voyager 1 e 2 mostraram que Júpiter também possui anéis, tal como os outros gigantes gasosos. No entanto, se para observarmos os anéis de Saturno basta um telescópio amador uma vez que estes são constituídos principalmente por pequenos detritos de gelo que reflectem muito a luz, os anéis de Júpiter parecem-nos quase invisíveis, uma vez que são compostos por partículas rochosas de pequenas dimensões que reflectem muito pouco a luz. Julga-se que estes detritos são o resultado de colisões de meteoritos com os 4 satélites mais próximos do planeta.

Os satélites

Júpiter tem pelo menos 63 satélites identificados. Os 4 maiores, e mais importantes, são conhecidos como as luas galileanas, assim chamadas por terem sido descobertas por Galileu Galilei (1564-1642) quando observou Júpiter com um telescópio que ele próprio construiu. São elas: Io, Europa, Ganymede e Callisto. Historicamente, a descoberta destas luas constituiu uma das primeiras provas irrefutáveis que a Terra não estava no centro do Universo.

Saturno

saturnoa Dados de Saturno

Saturno é dos planetas mais bonitos e populares do sistema solar. Apesar de todos os planetas jovianos possuírem anéis, nenhum os possuí como Saturno; tem uma órbita quase duas vezes maior que Júpiter embora pelo seu grande tamanho (é o segundo maior planeta do sistema solar) apareça no céu como uma estrela brilhante. De facto, é bem visível no céu, sendo o planeta mais longínquo conhecido na antiguidade. Demora quase 30 anos a completar uma volta ao Sol e, tal como Júpiter, o seu período de rotação interno é ligeiramente superior ao seu período equatorial. Quando olhamos para Saturno as primeiras perguntas que nos vêm à cabeça são: O que são aqueles anéis? De que são feitos? Porque é que Saturno os tem? As respostas a estas perguntas têm sido dadas ao longo dos últimos 3 séculos quer através das observações dos astrónomos, quer, mais recentemente, através das missões que visitaram o sistema saturniano e de simulações computacionais. No entanto, ainda não se sabe bem porque é que Saturno ganhou anéis compostos tão complexos. Para todos os efeitos, são sobretudo evidência da riqueza dinâmica que pode ter origem na interacção gravítica, neste caso entre Saturno, as suas luas e os pequenos corpos que constituem os anéis.

3 séculos a descobrir o mistério dos anéis de Saturno.

    aneisEstrutura dos anéis de Saturno

  • 1610 – Galileu foi o primeiro a observar Saturno com um telescópio, detectando duas saliências em lados opostos do planeta.
  • 1655 – Huygens, com um telescópio melhor, sugere pela primeira vez que Saturno é circundado por um disco achatado. Conforme a posição na sua órbita de 30 anos, uma vez que Saturno está inclinado 26.73º em relação  ao plano da sua órbita, vemos os seus anéis sob diferentes perspectivas. A hipótese avançada por Huygens permitiu explicar precisamente essas diferenças que os astrónomos vinham registando ao longo dos anos.
  • 1675 – Gian Domenico Cassini,  identifica uma divisão escura que separa dois anéis. Esta divisão chama-se agora divisão de Cassini e separa o anel A do anel B, ver figura da direita.
  • séc. XIX – É identificado um terceiro anel (C), muito ténue, na zona interior.
  • 1857 – James Clerk Maxwell, o físico escocês, prova teoricamente que os anéis não podem formar um corpo rígido ou as forças de maré de Saturno já os teriam partido. Assim sendo, sugeriu que os anéis eram compostos por um grande número de pequenas partículas.
  • 1895 – James Keeler é o primeiro a confirmar experimentalmente que os anéis não são rígidos. Observando o espectro do Sol na luz reflectida por diferentes zonas dos anéis e fazendo uso dos desvios Doppler que observou,  conseguiu determinar que as zonas interiores dos anéis orbitam com uma maior velocidade do que as zonas exteriores, estando inclusive de acordo com a 3ª lei de Kepler: o quadrado do período orbital em qualquer zona dos anéis é proporcional ao cubo da distância a que está do centro de Saturno. Este resultado só é  possível se os anéis forem compostos por pequenas partículas que individualmente orbitam em torno de Saturno, verificando a 3ª lei de Kepler para cada par partícula-Saturno.
  • Os anéis de Saturno reflectem aproximadamente 80% da luz proveniente do Sol, o que é muito, comparando com os 46% que Saturno reflecte. Por esta razão, pensou-se que eram constituídos por gelo e eventualmente alguns materiais rochosos. Gerard P. Kuiper e Carl Pilcher nos anos 70 do séc. XX  identificaram a presença de água gelada a partir de espectros de absorção.
  • Medições entretanto efectuadas pelas Voyager indicam que o tamanho dos corpos que constituem os anéis varia entre menos de 1 cm e 5 m. Além disso, estas missões  revelaram-nos que a estrutura de anéis é mais complexa do que se pensava, figura seguinte. Descobriram os anéis D, F, G e E (este último não representado na primeira figura), e mostraram que a sua estrutura parece ser composta por múltiplos anéis ainda mais finos entrançados uns nos outros.
  • Saturno possuí ainda um grande número de luas, algumas delas orbitando na zona dos anéis. Ao que tudo indica, é devido às influências e perturbações gravitacionais destas luas, como Pandora, Prometeu, Atlas e Pan, entre outras, que os anéis têm a estrutura que observamos. Devido à  força gravitacional que exercem sobre os corpos dos anéis, perturbando a influência dominante de Saturno, estas luas podem  criar regiões vazias, onde as órbitas não têm estabilidade, e atrair para uma região particular os pedaços de gelo das vizinhanças. Por esta razão também lhes chamam luas pastoras. Por exemplo, o anel F, figura seguinte à direita, é resultado da influência combinada de Prometheus e Pandora.

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Imagem real dos anéis de Saturno obtida pela voyager 2 na qual um computador exagerou as diferenças de tonalidade da luz visível e ultravioleta captada. Variações de cor indicam composição química ligeiramente diferente.

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Anel F de Saturno

Apesar das semelhanças com Júpiter, Saturno tem características únicas: os ventos mais fortes do sistema solar e a densidade mais baixa.

À excepção dos anéis, Saturno é muito semelhante a Júpiter na sua composição química e na estrutura do seu interior. Os elementos principais são o hidrogénio e o hélio, e no topo da sua atmosfera apresenta também as 3 camadas de nuvens, compostas por moléculas ricas em hidrogénio, que encontramos em Júpiter: amónia (NH3), hidrosulfureto de amónio (NH4SH) e água (H2O). No entanto, quando observamos o planeta, este não parece exibir o tipo de padrões climáticos que encontramos em Júpiter, tais como as tempestades permanentes. A razão para que assim seja tem a ver com as diferentes massas dos dois planetas. Saturno tem apenas 30% da massa de Júpiter o que significa que a compressão gravitacional a que sujeita a sua atmosfera é muito menor. Em Júpiter as camadas de nuvens têm uma espessura de 75km, quando em Saturno chegam até aos 300 km. No entanto isto não quer dizer que Saturno não exiba padrões climáticos. De facto, observando detalhes nas nuvens de Saturno registaram-se velocidades no vento de 1800 km/s, as maiores do sistema solar.

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O interior de Júpiter e Saturno

Tal como Júpiter, Saturno tem um núcleo rochoso coberto de gelos de água, metano e amónia. Tem também uma camada de hidrogénio líquido metálico, responsável pelo seu campo magnético. Dissemos, quando falámos de Júpiter, que o hidrogénio neste estado é possível devido às grandes pressões no interior do planeta. Contudo, se em Júpiter a elevada pressão necessária a este estado existe na maior parte do seu interior, em Saturno, mais pequeno e de menor densidade, estas pressões só existem a profundidades maiores. Ver figura seguinte para uma ilustração comparativa do interior dos dois planetas. Um dos aspectos dinâmicos mais interessantes de Saturno resulta na sua baixa densidade ( a mais baixa do sistema solar, apenas de 687 kg/m3 contrastando com 1326 kg/m3 de Júpiter). O planeta gira em torno de si próprio muito rapidamente, apenas ligeiramente mais lento do que Júpiter. Uma vez que não é tão massivo, a atracção gravitacional sobre os seus constituintes não é tão forte, e por isso as zonas do seu equador tendem a afastar-se do centro por efeitos centrífugos, ficando os pólos mais achatados. De facto, Saturno é o planeta menos esférico do sistema solar: o seu diâmetro no equador é 9.8% maior do que o diâmetro pólo a pólo.

Urano

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Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto na era moderna

Até ao séc. XVIII apenas se conheciam 6 planetas no sistema solar. Em 1781, William Herschel, identificou um objecto não catalogado que se movia relativamente às estrelas. Aquilo que ele inicialmente pensou ser um cometa acabou por ser identificado como o 7º planeta do sistema solar. Com esta descoberta o sistema solar duplicou de tamanho, porque a distância de Urano ao Sol é sensivelmente o dobro da de Saturno. Parecido com Neptuno, os dois planetas encontram-se nas regiões longínquas do sistema solar mas têm características que os distinguem dos outros gigantes jovianos.

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Órbita de Urano.

Pela distância a que está do Sol, Urano demora 84 anos terrestres a completar a sua órbita. Um dos aspectos mais curiosos da sua dinâmica é o seu eixo de rotação ter uma inclinação de 97.86º com o plano da sua órbita, por outras palavras, roda deitado. Na figura da direita podemos ver uma representação das estações do ano uraniano ao longo da sua órbita. Especula-se que tenha ganho esta inclinação depois da colisão com um protoplaneta de grandes proporções. Curiosamente, apesar de um dos lados de Urano não receber luz solar durante quase 22 anos, o registo de temperatura é o mesmo ao longo de toda a sua superfície visível, o que sugere mecanismos eficazes de condução do calor pela atmosfera, como as fortes tempestades causadas pelas diferenças de temperatura e detectadas pela Voyager 2.

A Voyager 2 confirmou que a sua atmosfera é maioritariamente composta por hidrogénio (82.5%) e hélio (15.2%), e também 2.3% de metano, 10 vezes mais do que a percentagem que se encontra em Júpiter e Saturno. Curiosamente, Urano tem ainda uma maior percentagem de elementos pesados. Conjectura-se que tanto Urano como Neptuno se tenham formado mais próximos do Sol do que estão hoje actualmente, entre 4 e 10 U.A., tendo migrado para as suas órbitas actuais devido às perturbações gravitacionais de Júpiter e Saturno. Isto porque, nas posições actuais de Urano e Neptuno, a nébula solar não teria ao que tudo indica matéria suficiente para dar origem a planetas tão massivos como estes num intervalo de tempo tão “curto”. Então, Urano terá ganho elementos pesados na sua posição inicial mas à medida que se foi afastando do Sol terá deixado de ter disponíveis as grandes quantidades de hidrogénio e hélio necessárias para chegar à composição média que hoje encontramos em Júpiter e Saturno (tanto Urano como Neptuno são muito mais leves do que aqueles planetas ). A sua superfície parece homogénea e está a uma temperatura de -218ºC, ou 55K. A temperaturas tão baixas, o planeta não tem nuvens de amónia nem de água, que congelaram e caíram há muito para o seu interior. Tem contudo nuvens de metano, dificilmente visíveis, uma vez que esta molécula precisa de estar a uma pressão suficientemente alta para condensar em gotículas.

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Estrutura interna de Urano

Urano, ao contrário dos outros gigantes gasosos, não parece ter uma fonte de calor interno relevante. Medições nos infravermelhos registam que Urano liberta para o espaço sensivelmente a mesma energia do que aquela que recebe do Sol. Sendo muito mais pequeno que Júpiter, ao contrário deste, já perdeu há muito a sua energia interna resultado da sua contracção gravitacional. Esta ausência de fonte de energia interna ajuda a explicar a atmosfera “pouco” agitada do planeta, comparativamente com a dos outros gigantes. O interior de Urano, apesar de semelhante a Júpiter e Saturno, difere no facto de não possuir pressão suficiente para o hidrogénio se encontrar num estado metálico. Em vez disso, muito do seu interior é composto por hélio e hidrogénio líquido, num estado não condutor, figura  da direita.

Ainda assim, o magnetómetro que a Voyager 2 levava consigo detectou um campo magnético global em Urano. O mais curioso é que o campo, ao contrário do que acontece com a maior parte dos planetas do sistema solar, está totalmente desalinhado com o seu eixo de rotação, fazendo os dois um ângulo de 59º, além de que o seu centro está desviado do centro do planeta. Ainda se conjectura sobre a origem deste campo magnético, uma vez que não existe hidrogénio metálico líquido no interior de Urano, mas sendo a água um bom condutor, o manto líquido de água pode ser o suporte das correntes que dão origem ao campo magnético.  As cargas dessas correntes podem ser moléculas de amónia ionizadas provenientes da atmosfera.

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Imagem de Urano obtida próximo do infravermelho.

Tal como Saturno, Urano também possui anéis. No entanto, estes têm uma composição química diferente, razão pela qual não é fácil observá-los já que reflectem muito pouco a luz do Sol, figura seguinte. De facto, durante muitos anos escaparam à detecção. Ao que se julga, estas regiões do sistema solar são tão frias que pode existir nos anéis gelo de metano, que ao ser sucessivamente bombardeado por electrões presos na magnetoesfera de Urano é transformado em compostos de carbono de cor escura. Além dos vários satélites de pequenas dimensões, Urano tem 5 satélites de tamanho médio (com diâmetros da ordem dos 1000 km): Titania, Oberon, Ariel, Umbriel e Miranda, todos constituídos por materiais rochosos e gelos.

Neptuno

neptunoa Dados de Neptuno

Neptuno representa um marco na história do nosso entendimento do Universo e em particular do sistema solar, porque antes de ter sido observado no céu a sua existência foi prevista no papel usando as leis de Newton. De facto, como vimos no relógio de Newton, desde que Urano foi descoberto, persistia um problema incómodo quando se observava a sua posição no céu: numa certa região da sua órbita parecia mover-se ora mais depressa ora mais devagar do que deveria, de acordo com o cálculo da órbita efectuado usando a lei de Newton da gravitação. Seria a física que estava errada? A única alternativa parecia ser a a influência de um planeta desconhecido com uma órbita para lá de Urano, mas esse planeta nunca tinha sido observado. Num tour de force técnico impressionante, 2 astrónomos, independentemente, John Couch Adams (1819-1892) e Urbain J.J. Leverrier (1811-1877) foram capazes de calcular a órbita que esse planeta desconhecido teria que ter de modo a que a sua influência na órbita de Urano desse conta dos desvios observados. Tendo uma órbita, os astrónomos apontaram os telescópios para a zona do céu onde esse planeta deveria estar, e encontraram-no. O 8º planeta do sistema solar, ‘deduzido’ das leis de Newton e descoberto depois em 1846,  foi baptizado como Neptuno.

A uma distância média de 30 U.A., Neptuno demora 165 anos terrestres a completar uma órbita. O movimento de rotação própria tem um período de 16 horas, e o eixo de rotação tem uma inclinação de apenas 29.56º com o plano da órbita, ao contrário do que vimos em Urano.

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Grande mancha negra em Neptuno observada pela Voyager 2 em 1989. Em 1994, quando esta zona do planeta foi observada pelo telescópio Hubble, esta tempestade já tinha desaparecido. Outra tempestade (mancha) apareceu entretanto em 1995.

Apesar de aparentemente semelhante a Urano, Neptuno apresenta diferenças consideráveis. Ambos têm aproximadamente  o mesmo diâmetro e a mesma composição química (80% de hidrogénio, 19% de hélio e 2% de metano), mas  Neptuno tem 18% mais massa. E já sabemos como a massa de um planeta é determinante na sua evolução. De facto, ao contrário de Urano, onde se encontram poucos sinais de uma atmosfera dinâmica, a Voyager 2 mostrou-nos que Neptuno tem uma atmosfera activa, com padrões de nuvens visíveis e até tempestades de longa duração semelhantes às observadas em Júpiter, figura da direita – a grande mancha negra. Sabendo que Neptuno se encontra nas regiões frias e distantes do sistema solar e recebe bastante menos energia do Sol do que Urano, de onde vem então a energia que alimenta o clima activo do planeta? Tal como Júpiter, Neptuno emite muito mais energia do que aquela que recebe do Sol embora fosse de esperar, pelo facto de ser bem mais pequeno do que aquele, que já tivesse esgotado o seu calor interno. Por esta razão pensa-se que o planeta continua a gerar energia interna, resultado da contracção gravitacional, que transforma energia gravítica em energia térmica. Este mecanismo é dependente da massa do planeta, e é curioso observar como os 18% que Neptuno tem a mais do que Urano são suficientes para fazer enormes diferenças na história do planeta. Assim sendo, Neptuno, ao contrário do que se passa com Urano, ainda é um planeta com muita actividade associada ao transporte até à atmosfera da energia térmica disponível no núcleo.

Tal como observamos em Urano, é a presença de metano na atmosfera que confere a cor azulada ao planeta. As nuvens brancas que se conseguem ver formam-se quando metano trazido das regiões mais fundas da atmosfera condensa no topo, mais frio, e forma cristais de gelo. A estrutura interna dos dois planetas é também muito parecida, mas como os dois planetas têm tamanhos muito semelhantes e massas diferentes, o núcleo e a camada de gelos líquidos de Neptuno devem ser ligeiramente maiores em relação à camada de hidrogénio e hélio, comparativamente com as proporções que encontramos em Urano, ver figura seguinte.

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Estrutura interna de Neptuno

Ao que se julga, o campo magnético de Neptuno, detectado pela Voyager 2, tal como o de Urano, é gerado não por hidrogénio metálico  líquido como acontece em Júpiter e Saturno, que não existe no interior do planeta, mas por iões de amónia que formam correntes no manto constituído maioritariamente por água no estado líquido, um bom condutor. O campo detectado tem a particularidade de estar consideravelmente desalinhado do eixo de rotação do planeta além de o seu centro estar também desviado do centro do planeta.

Neptuno tem 13 luas conhecidas, das quais 6 foram descobertas pela Voyager 2. Conhece-se pouco sobre estas luas para além do facto de serem pequenas e provavelmente constituídas por gelo. A única excepção é Tritão, fotografada pela Voyager 2, figura seguinte.

Plutão

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Representação da órbita de Neptuno e Plutão

Plutão foi descoberto em 1930. É o planeta mais pequeno do sistema solar e o que tem a órbita de maior excentricidade, tão excêntrica que, periodicamente, se encontra mais próximo do Sol do que Neptuno, figura da direita. Demora 248.60 anos a completar uma volta ao Sol, e o plano da sua órbita faz um ângulo invulgarmente grande, de 17º, com o plano da eclíptica.

Pouco se sabe sobre Plutão uma vez que, para além de ser o planeta mais pequeno do sistema solar (é mesmo mais pequeno que a Lua) e o mais longínquo, é o único que não foi visitado por nenhuma missão espacial. No entanto sabemos que tem uma densidade média de 2000 kg/m3, semelhante à de Tritão, o que nos permite inferir que a sua composição é a que esperamos nos objectos destas regiões do sistema solar: uma mistura de rocha e gelos. O espectro do planeta revela a presença de metano, monóxido de carbono e azoto. Em 1978 foi descoberta uma lua de Plutão à qual se deu o nome de Caronte. Os dois formam um sistema único no sistema solar uma vez que são quase do mesmo tamanho (O diâmetro de Caronte é de 1200 km). Esta particularidade torna evidente o comportamento de dois corpos em interacção gravítica: em vez de ser Caronte que orbita em volta de Plutão, os dois corpos orbitam em torno de um centro de massa comum.

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Plutão e Charon, fotografia tirada pelo Hubble

Haverá mais planetas para lá de Plutão? Nos últimos anos os astrónomos têm identificado perto e para lá da órbita de Plutão outros corpos na órbita do Sol constituídos pelos mesmos materiais que encontramos em Plutão e Tritão: rochas e gelos. Estes corpos fazem parte daquilo a que agora chamamos Anel de Kuiper ou Cintura de Kuiper: uma zona que começa para lá de Neptuno e vai até às 50 U.A., povoada por estes pequenos corpos (restos da formação do sistema solar), e origem de alguns cometas. Em 2003 foi descoberto o UB313, um corpo do Anel de Kuiper 3 vezes mais longe do Sol do que Plutão, nas fronteiras do sistema solar perto da Nuvem do Oort. Ao que tudo indica, é maior do que Plutão, o que tornou mais acesa uma discussão que se vinha fazendo há alguns anos: Devemos considerar todos os objectos que se descobrem no Anel de Kuiper como planetas? Ou esse estatuto acaba em Plutão? Mas o que tem Plutão de especial além do estatuto histórico? Dada a polémica, o comité da união astronómica internacional vem tentando arranjar uma definição objectiva de planeta, o que se tem revelado difícil: Além do facto de que tem que orbitar o Sol podemos falar em tamanho mínimo para um planeta? Por exemplo 1000 km? Esta definição obrigar-nos-ia a incluir mais alguns corpos do Anel de Kuiper. E se impusermos que este seja suficientemente grande para ter uma forma esférica, resultado da sua acção gravitacional sobre si próprio? Nesse caso teríamos que incluir Ceres, o maior objecto da cintura de asteróides, na lista de planetas! Parece não haver volta a dar-lhe, ao que tudo indica, ou retiramos o estatuto de planeta a Plutão ou seremos obrigados a admitir novos sócios no clube dos planetas do sistema solar.

No Verão de 2006, a União Astronómica Internacional (IAU) decidiu pela primeira destas alternativas. Foi aprovada uma definição de planeta que assenta em três pontos:

Um planeta é um objecto celeste que:

  1. Orbita à volta do Sol.
  2. Tem uma massa suficientemente grande para que, devido à sua própria gravidade, tenha assumido uma forma aproximadamente esférica.
  3. Tenha limpado uma vizinhança da sua órbita de outros objectos.

Tanto Plutão como Ceres, ou ainda os outros objectos da cintura de Kuiper de forma esférica, falham a terceira condição. Foi então definida uma nova classe de objectos, denominados “planeta anões”, que satisfazem as duas primeiras condições mas não a terceira, e que não são satélites. Para além daqueles corpos, esta classe incluirá também outros objectos trans-neptunianos, quer já descobertos quer ainda por descobrir.

Em Fevereiro de 2006, a Nasa lançou a primeira missão, New horizons, que irá passar próximo de Plutão e estudar a cintura de Kuiper. Em 14 de Julho de 2015, a missão estará à sua distância mais curta de Plutão. Esperamos então que nos revele novos segredos sobre o planeta longínquo.

Se você quiser saber mais sobre dados técnicos dos planetas (massa, volume, diâmetro, etc.) ou sobre suas luas, dê uma olhada no site de onde eu tirei essa postagem.

http://cftc.cii.fc.ul.pt/PRISMA/capitulos/capitulo1/modulo6/

Até a próxima !

Vamos ao trabalho turma ! junho 28, 2008

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     Muito bem garotada, a atividade que vocês precisão fazer é muito simples.  Logo aqui abaixo existe um questionário com 15 perguntas referentes a matéria que está postada no meu blog até o dia de hoje.  Tudo que você tem a fazer é responder 4 perguntas desse questionário e enviar as respostas para mim.  NÃO ESTRANHE SE ALGUNS DOS ASSUNTOS NÃO FORAM DISCUTIDOS COM A SUA TURMA, POIS A FUNÇÃO DESSE BLOG É, EXATAMENTE, SUPRIR COM INFORMAÇÕES SUPLEMENTARES A FALTA DE TEMPO PARA TRABALHAR ALGUNS CONTEÚDOS DA MATÉRIA.

     Antes de começar, leia o passo-a-passo a seguir e bom trabalho.

PASSO-A-PASSO
Passo 1
Essa atividade é individual.
Cada um de vocês irá pesquisar dentro do conteúdo desse blog, não sendo necessária nenhuma outra pesquisa na internet ou em livros.  TODAS AS RESPOSTAS PARA TODAS AS PERGUNTAS ESTÃO AQUI NESSE BLOG.
Passo 2
Das 15 perguntas que integram o questionário, você deverá escolher apenas 4 para responder.
Seja objetivo, seletivo e criterioso na sua resposta.
LEMBRE-SE:  coloque o número da pergunta na sua resposta.
Passo 3
Salve em um arquivo de texto (.doc, .swx, .rtx,…) as respostas que você preparou.
ESSE CUIDADO É INDISPENSÁVEL, pois se o hospedeiro do blog (wordpress.com) estiver com multiplos acessos ao mesmo tempo, o seu material pode se perder após você clicar em “say it”.
Após mandar as suas respostas pela internet, guarde o seu arquivo de texto em disquete ou pendrive como backup do seu trabalho.
Passo 4
Para me enviar suas respostas, clique em ” add a comment” (fica logo abaixo do título – vamos ao trabalho turma).  Desça a página até o final do questionário, onde aparecerá uma caixa de texto em branco escrito “comentário”.  Copie e cole as suas respostas, aquelas que você salvou no arquivo de texto e clique em “say it”.

Passo 5

ESSE BLOG É UTILIZADO POR TODOS OS MEUS ALUNOS DE TODAS AS ESCOLAS EM QUE TRABALHO.  ISSO SIGNIFICA QUE SE VOCÊ NÃO SE IDENTIFICAR CORRETAMENTE NÃO SERÁ POSSÍVEL DAR A NOTA DO SEU TRABALHO PARA VOCÊ.  POR ISSO, DEPOIS QUE VOCÊ COLAR SUAS RESPOSTAS NO “COMENTÁRIO” E ANTES DE CLICAR EM “SAY IT”, ESCREVA CORRETAMENTE SEU NOME, NÚMERO, TURMA E COLÉGIO (NÃO ESQUEÇA DO COLÉGIO).

VOCÊ DEVERÁ ME ENVIAR AS RESPOSTAS ATÉ 01/08/2008.

 

OBS 1:  No dia 22/03/2008, eu postei 6 arquivos em .pdf com o título evolução da geografia 1, 2, 3, 4, 5 e 6. Para quem não tem banda larga os arquivos demorarão um pouco a carregar, mas há perguntas referentes a matéria desses arquivos, sendo portanto indispensável a sua leitura para dar as respostas.

 OBS 2:  Quando você chegar ao final dessa primeira página do blog, clique em “older posts” para ver as páginas mais antigas.

OBS 3:  Não clique em “sobre”, no alto do blog, logo acima do título “Vamos ao trabalho turma”.  Ao clicar nessa pasta você acaba abrindo uma tela para comentar, porém esse comentário não deve ser utilizado.  SIGA AS INSTRUÇÕES DO PASSO Nº 4, DO PASSO-A-PASSO, PARA ENVIAR SUAS RESPOSTAS.

 

QUESTIONÁRIO:

 

1)  Como o surto industrialista vivenciado pela Europa no século XIX, transformou radicalmente a geografia daquele continente ?

2)  Quem foi Vidal de La Blache ?  Qual a sua explicação para o contínuo aumento das fronteiras ecúmenas da Terra ?

3)  Quem foi Alexandre Von Humblodt ?  Qual a sua contribuição para o saber geográfico ?

4)  Quem criou a palavra geografia ?  Quando ?

5)  Explique o aspecto teórico e o aspecto prático da geografia.

6)  Quais as contribuições de Galileu Galilei e Isaac Newton para a ciência ?

7)  Por que no século XIX,  principlmente entre 1821 e 1890, foram criadas várias sociedades geográficas em vários países europeus ?

8)  O que é escala de declividade ?  e escala de passos ?

9)  Quem criou a projeção trapezoidal ?  Descreva-a.

10) Qual o mercado de trabalho para o licenciado e o bacharelado em geografia ?

11)  Escreva duas definições diferentes para a ciência geografia, isto é, diga duas definições difertentes para a pergunta “O que é geografia ?”.

12)  Defina geografia econômica e geografia cultural.

13)  Diferencie a projeção de Robinson da projeção de Peters.  Qual delas você acredita ser a melhor para fazer um mapa do Brasil ?

14)  O que é uma Geóide ?  Qual a relação desse conceito com o nível dos oceanos ?

15)  Explique a seguinte frase: “(…) o mapa, a carta (…) são meios de comunicação, isto é, configuram uma linguagem.”

 

     Não deixe para última hora.  FAÇA LOGO !! 

 

 

Cara !! Você entendeu isso ? NÃO!!! junho 28, 2008

Posted by rbrebello in Sem-categoria.
6 comments

Ok, eu admito…………..já ouvi muitos alunos sussurrarem isso entre si depois da aula sobre projeções cartográficas.

Aqui mesmo no meu blog, no dia 29/04/2008, eu postei uma série de explicações sobre as características das projeções cartográficas, porém faltou os esquemas e mapas que facilitassem a visualização de como são construídas essas projeções.  Então vamos lá !

Ora, a representação mais precisa da superfície da Terra é o globo. A representação por meio de mapas, sempre acarretará distorções. Não existem projeções melhores ou piores. Cada uma se adapta a determinadas finalidades. Mas nenhuma resolve o problema da representação da curvatura da Terra numa superfície plana.

Talvez seja difícil para mim explicar com palavras o que quero dizer ao afirmar que o problema da representação bidimensional (O mapa) de um objeto tridimensional (a Terra) não tem solução que não implique em distroções.  Por isso, peço que antes de você prosseguir com sua leitura dê uma olhada nos vídeos que estão indicados nos links a seguir:

http://www.youtube.com/watch?v=GF_4J-hq0FI

http://www.youtube.com/watch?v=aZyfkHg1H8Q

Viu ?  Bem espero que tenha entendido o problema.
Para ser feita, a representação empega um sistema de projeções cartográficas baseadas em relações matemáticas e geométricas. Apesar dos problemas que todas apresentam, sem essas projeções seria impossível a reprodução plana do globo terrestre.
As três projeções mais usadas são a cilíndrica, a cônica e a azimutal.

Projeção cilíndrica

Esta representação é obtida com a projeção da superfície terrestre, com os paralelos e os meridianos, sobre um cilindro em que o mapa será desenhado.
Ao ser desenrolado, apresentará sobre uma superfície plana todas as informações que para ele foram transferidas.
Nem todas as projeções cilíndricas são iguais. A projeção cilíndrica conforme conserva a forma dos continentes, direções e ângulos, mas altera a proporção das superfícies, como é o caso da primeira projeção elaborada por Mercator.

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Gerard Mercator (1512-1594) desenvolveu seu trabalho, durante as grandes navegações do século 14. Do continente europeu partiram navios para a África, América e Ásia. A projeção conforme é a mais apropriada à navegação marítima e mostra uma visão eurocêntrica do mundo.

Com o objetivo de aperfeiçoar as características da projeção de Mercator nas superfícies das regiões de alta latitude, Arthur H. Robinson criou a sua projeção, em 1963.
Com Robinson, os meridianos são colocados em linhas curvas, em forma de elipses que se aproximam quanto mais se afastam da linha do Equador. É a projeção mais usada nos atlas atuais.

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A projeção equivalente preserva o tamanho real da superfície representada, mas não mantém as formas, direções e ângulos, como é o caso da projeção de Peters.

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O mapa-múndi de Peters valoriza os países subdesenvolvidos, colocando-os em destaque ao representá-los com os seus tamanhos proporcionais. Ele projeta em linguagem cartográfica a idéia de igualdade entre as nações.

O cartógrafo alemão Arno Peters (1916-2002) considerava que os mapas eram uma das manifestações simbólicas da submissão dos países do Terceiro Mundo.
Peters combateu a imagem de superioridade dos países do Norte representada nos planisférios derivados da projeção de Mercator. Seu pressuposto de que todos os países deveriam ser retratados no mapa-múndi de forma fiel a sua área, dá destaque os países subdesenvolvidos.

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Para reforçar ainda mais os princípios norteadores da projeção de Peters, alguns cartógrafos inverteram a posição convencional dos mapas.

Projeção cônica

Um cone imaginário em contato com a esfera é a base para a elaboração do mapa. Os meridianos formam uma rede de linhas retas convergentes nos pólos e os paralelos formam círculos concêntricos.
Essa projeção é utilizada para representar partes da superfície terrestre, como o trecho de um continente.

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Na projeção cônica, as distorções próximas ao paralelo de contato com o cone são pequenas e aumentam à medida que as superfícies representadas se distanciam desse paralelo.

Projeção plana ou azimutal

O mapa numa projeção azimutal é construído sobre um plano tangente a um ponto qualquer da esfera terrestre. Este ponto ocupa sempre o centro do mapa.
A projeção azimutal é usada, em geral, para representar as regiões polares e suas proximidades e para localizar um país na posição central, tornando possível o cálculo de sua distância em relação a qualquer ponto da superfície terrestre. O emblema da ONU é uma projeção azimutal.

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As deformações são pequenas nas proximidades do ponto de tangência, mas aumentam com o distanciamento deste ponto.

Ainda não entendeu?  É….sei que é difícil.  Bem, dê uma olhada nos vídeos a seguir que são bem didáticos.

http://www.youtube.com/watch?v=xxFF7ZkbiX4

http://www.youtube.com/watch?v=_BYctxIXodk

Quer ver outros mapas e projeções, acesse:  http://www1.curso-objetivo.br/vestibular/roteiro_estudos/projecoes_cartograficas.aspx

Fonte dessa postagem:  http://educacao.uol.com.br/geografia/ult1701u70.jhtm

Até a próxima !

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