Sistema Solar
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Margarida Barbosa Teixeira
SISTEMA SOLAR
Teoria Nebular2
Teoria Nebular3
Teoria Nebular
Teoria Nebular4
Achatamento da nébula↓
Arrefecimento do disco↓
Condensação dos materiais periféricos: -de ponto de fusão mais alto (silicatos e ferro)perto do proto-sol ↓Planetas internos, telúricos ou rochosos -de ponto de fusão baixo, mais voláteis (H, He, CH4 e NH3) longe do proto-sol ↓Planetas externos ou gasosos
Aquecimento da parte central
↓Massa de gás densa e
luminosa (H e He)↓
Proto-sol
Forças de atração entre as partículas da nuvem de poeiras e gases (98% H e He)
↓ Contração da nébula ↓ Aumento da velocidade de rotação da nébula
Acreção e Diferenciação da Terra5
Acreção
Os grãos sólidos constituídos por silicatos (Si, O, Al, Mg, Ca, K, Na, ...)e ferro foram-se atraindo, colidindo… Planetesimais… (com diâmetro desde 1m a cerca de 100 km)
Protoplanetas
Acreção e Diferenciação da Terra6
Impacto de planetesimais
Compressão
Desintegração radiativa
Fontes de calor
Acreção e Diferenciação da Terra7
O interior do protoplaneta começou a aquecer devido:
Impactos dos planetesimais- quando havia impacto de planetesimais a energia cinética era convertida em calor, grande parte deste calor era irradiado para o espaço mas outra ficava retida no planeta em formação.Compressão- as zonas internas eram comprimidas sob o peso crescente da acumulação de novos materiais. Como o calor resultante da compressão não conseguiu ser irradiado para o espaço devido à baixa condutividade das rochas, o calor acumulou-se e, consequentemente, a temperatura do interior da terra aumentou. Desintegração radioativa- alguns elementos pesados como o urânio, tório e potássio apesar de não serem muito abundantes na Terra, tiveram uma grande influência na sua evolução por causa da energia emitida na sua desintegração, o que permitiu gerar grandes quantidades de calor.
Acreção e Diferenciação da Terra8
Diferenciação
Com o aumento da temperatura e pressão a determinada altura o ferro começou a fundir.
Como o ferro é mais denso que os outros elementos comuns começou a movimentar-se em direção ao centro do planeta ao mesmo tempo que os menos densos se dirigiam para a superfície.
A fusão e o aprofundamento do ferro conduziram à formação do núcleo. Na crosta primitiva formada pelos materiais menos densos, havia múltiplos
fenómenos de vulcanismo, com derrame de lava e libertação de gases.
Acreção e Diferenciação da Terra9
Diferenciação
Acreção e Diferenciação da Terra10
Diferenciação
A desintegração radiativa Os impactos aumento da temperatura no interior do protoplanetaA compressão Os elementos entram em fusão
Os elementos mais densos
(Fe e Ni) descem para o centro
Os elementos menos densos (silicatos)
ficam à superfície
Núcleo Manto
Acreção e Diferenciação da Terra11
Formação da atmosfera primitiva e dos oceanos
Durante os fenómenos de magmatismo generalizado que ocorreram na Terra, ter-se-ia formado a atmosfera primitiva.
O vapor de água libertado ter-se-ia condensado por arrefecimento, originando abundantes chuvas (chuvas diluvianas) que, caindo sobre o planeta já arrefecido, se acumularam constituindo os oceanos primitivos.
Acreção e Diferenciação da Terra12
Formação da atmosfera primitiva e dos oceanosA crosta primitiva ao ser bombardeada por meteoritos quebrou
↓O material fundido derramou à superfície
↓Derrame de lava silicatada e libertação de gases
Formação da crosta Formação da atmosfera
O vapor de água condensou Chuvas abundantes Formação dos oceanos
Acreção e Diferenciação da Terra13
Atração gravítica Acreção Diferenciação
Protoplaneta Planeta
Sistema Solar14
Sistema Solar15
Sistema Solar16
Sistema Solar17
A União Internacional de Astronomia (UIA), em Agosto de 2006:o considerou que o sistema solar é constituído por:. sol. planetas. planetas anões. pequenos corpos do sistema solar (asteroides, cometas, …). satéliteso definiu formalmente os conceitos de planeta e planeta anão.
Sistema Solar18
Planeta Planeta anão • está em órbita em torno do Sol.• tem massa suficiente para que a
gravidade o leve a assumir uma forma aproximadamente esférica.
• descreve uma órbita com uma vizinhança livre de outros corpos celestes.
• está em órbita em torno do Sol.• tem massa suficiente para que a
força da gravidade o leve a assumir uma forma aproximadamente esférica.
• descreve uma órbita com uma vizinhança que não está livre de outros corpos celestes.
• não é um satélite..Mercúrio.Vénus.Terra.Marte.Júpiter.Saturno.Úrano.Neptuno
.Plutão.Eris (da cintura de Kuiper).Ceres (da cintura de asteroides)
Sistema Solar19
Sistema Solar20
Sistema Solar21
Planetas telúricos Planetas gigantes Próximos do Sol.Período de translação curto (devido à proximidade ao Sol).Movimentos de rotação lentos (devido à grande atracção pelo Sol).Velocidade de translação mais rápida.
Pequenas dimensões e pouca massa - quanto menor é a massa, menor é a força gravítica.Densidade elevada - essencialmente constituídos por silicatos e metais.
Estruturados em camadas - o elevado calor interno originou a diferenciação em camadas de acordo com a densidade.
Afastados do Sol.Período de translação longo.
Velocidade de rotação elevada.
Velocidade de translação mais lenta (devido à pouca atracção pelo Sol).
Maiores dimensões e muita massa - a enorme massa conduziu a uma elevada força gravítica.Baixa densidade - essencialmente formados por gases (hidrogénio, hélio, metano e amoníaco).
Reduzido núcleo.
Sistema Solar22
Planetas telúricos Planetas gigantes Atmosferas inexistentes (em Mercúrio devido à elevada temperatura e reduzida massa) ou pouco extensas.Água líquida (na Terra devido à temperatura amena resultante da distância ao Sol e da existência de atmosfera) ou sob a forma de gelo (em Marte). Número elevado de crateras devido a impactos meteoríticos nas superfícies planetárias (na Terra a actividade geológica interna e externa eliminou quase todos os vestígios).
Poucos satélites ou nenhuns.
Densas atmosferas.
Inúmeros satélites e anéis.
Planetas telúricos23
Atividade geológicaFonte de energia Consequências
Atividade geológica
Interna
Acreção
Compressão
Radiatividade
Calor interno Tectónica:- Movimento dos continentes- Sismos tectónicos- Atividade vulcânica
Externa
Sol
Impactos meteoríticos
Movimento - da água (líquida)- do ar (vento)
Meteorização e erosão superficial
Crateras de impacto Transmissão de energia cinética Sismos de impacto
Planetas telúricos24
Atividade geológica
Planetas telúricos25
Atividade geológica
Planetas telúricos26
Atividade geológicaPlaneta Atividade geológica
Mercúrio
Grande parte das rochas superficiais tem idade superior a 4000 M.a.
A sua evolução terá terminado aproximadamente há 3000M. a. A ausência de atmosfera tem permitido a ocorrência de inúmeros
impactos. As reduzidas dimensões do planeta permitem deduzir a reduzida
produção de calor interno e consequente arrefecimento rápido, que gerou a inatividade geológica.
Vénus Toda a superfície parece coberta de lava com cerca de 500 M.a.. Com muito poucos sinais de erosão. Não se sabe se ainda existe alguma atividade geológica.
Marte
Grande parte das rochas superficiais tem idade superior a 3000 M.a..
Pensa-se que está geologicamente inativo há cerca de 1000 M.a.
Lua27
Continentes lunares Mares lunaresRelevo
Área da superfície
Crateras
Cor
Constituição
Idade das rochas
acidentado
2/3
numerosas
clara
anortositos
mais antigas
plano
1/3
poucas
escura
basaltos
menos antigas
Lua28
Formação dos mares lunares
Após o impacto o material é projetado Subida e derrame de magma basáltico
Lua29
Formação dos mares lunares
4600M.a.-
3800M.a.-
3000M.a.-
Formação da Luagrande aquecimento + solidificação Crosta de anortosito (rocha clara) grandes impactos
Grandes crateras com subida de basalto(rocha escura)
→ Continentes
→ Mares
- Escarpados e claros
- Planos e escuros
Lua30
Atualmente
Sem erosão, apenas sofre impacto → → → → → reduzida dinâmica externa
Sem tectónica - sem atividade vulcânica e sísmica → sem dinâmica interna Geologicamente inativa
Lua31
Importância do estudo da Lua
O estudo da Lua:
fornece informações sobre o passado da Terra (apagado pela erosão)
permite deduzir o futuro da Terra
arrefecimento interno
ausência de tectónica ausência de geodinâmica interna (sismos, atividade vulcânica, movimento de placas)
Cometas32
Constituição
- Gelo (H2O, CO2, CH4, NH3... )
- Silicatos e poucos metais
Cometas33
Desintegração
Núcleo (1) – gelo e pó. Cabeleira (2) – gás e pó rodeiam o núcleo. Cauda (3) – gás e pó, por ação do vento solar, são projetados em direção
oposta ao Sol.
Cometas34
Desintegração
As partículas rochosas e os gases libertados formam a cabeleira. Os ventos solares sopram o gás e a poeira em direção oposta ao sol, originando a cauda (que é tanto maior quanto mais próximo do sol se encontra o cometa).
Em cada passagem nas proximidades do Sol, os cometas perdem massa e, consequentemente, não podem resistir indefinidamente.
Com a proximidade ao sol os cometas tornam-se visíveis porque a radiação solar provoca o aquecimento e dilatação dos gases cometários e consequentemente a fratura do material rochoso externo.
Asteroides35
A maior parte tem 1 Km de diâmetro; Os maiores não atingem mais de 1000 Km de diâmetro. Os de maiores dimensões, tal como os planetas telúricos, serão
corpos diferenciados em camadas A maior parte move-se entre Marte e Júpiter, constituindo a
cintura de asteroides. Outros encontram-se na cintura de Kuiper, para além da órbita
de Neptuno.
Meteoritos36
Meteoroide é um corpo de dimensões variáveis vindo do espaço.
Meteoro é o rasto luminoso deixado por corpos provenientes do espaço que se tornam incandescentes ao atravessarem a atmosfera.
Meteorito é um corpo proveniente do espaço que choca com a superfície do planeta, originando uma cratera de impacto.
Meteoritos37
Classificação Composição Observações
SideritosEssencialmente
metálica(ferro e níquel)
• Mais resistentes à meteorização e erosão.
• Mais facilmente detetados.
SiderólitosProporçõesidênticas de
metais e silicatos
Aerólitos
Acondritos Textura homogénea
Essencialmente rochosa (silicatos)
CondritosPresença de agregadosesféricos (côndrulos)
• Mais frequentes.• Com idade
aproximada de 4600M.a.
38
Localização de alguns impactos meteoríticos
Meteoritos39
Em Portugal
Meteoritos portuguesesNome Data
Tasquinha – Évora-Monte 19 de Fevereiro de 1796 Picote – Miranda do Douro Setembro de 1843 S. Julião de Moreira – Ponte de Lima 1877 Olivença 19 de Junho de 1924 Chaves 3 de Maio de 1925 Monte das Fortes - Santiago do Cacém 23 de Setembro de 1950 Alandroal (Juromenha) 14 de Novembro de 1968 Ourique 28 de Dezembro de 1998
Meteoritos40
Origem dos meteoritos Desintegração de cometas ao passarem próximo do Sol. Fragmentação de asteroides, ao chocarem com outros.
Meteoritos41
Origem dos meteoritos
Se durante a acreção se formou um asteroide pequeno, este não aqueceu suficientemente para entrar em fusão e, por isso, não se diferenciou.
Por fragmentação originou condritos.
Meteoritos42
Origem dos meteoritos
Se durante a acreção se formou um asteroide grande, com temperatura interna muito elevada, então ocorreu fusão e diferenciação em camadas de diferentes densidades. Assim, da sua fragmentação, originaram-se sideritos, siderólitos e acondritos (de acordo com a camada do asteroide de que provém).
Meteoritos43
Importância do estudo dos meteoritos Os meteoritos provêm principalmente da fragmentação de asteroides e
cometas. Assim, a maior parte dos asteroides e dos cometas podem ser considerados verdadeiros mensageiros do Universo.
Pensa-se que os núcleos dos cometas são os corpos mais primitivos do sistema solar, pois não sofreram modificações após a sua formação. A análise da sua constituição fornece indicações sobre a constituição da nébula solar.
Os cometas podem originar meteoritos rochosos - condritos.
Os asteroides não diferenciados apresentam características semelhantes à nébula solar.
Os asteroides não diferenciados podem originar condritos; Os asteroides diferenciados podem originar os outros 3 tipos de
meteoritos.
Meteoritos44
Importância do estudo dos meteoritos
A partir da análise dos meteoritos pode-se deduzir:• a composição da nébula solar (pela análise dos condritos).• que tal como os asteroides a Terra também sofreu diferenciação
em camadas
Núcleo metálico com composição semelhante à dos sideritos. Manto com composição semelhante à dos siderólitos (rochosa com
alguns metais). Crosta rochosa com composição semelhante à dos acondritos.