Sistema Solar

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


Impacto de planetesimais

Compressão

Desintegração radiativa

Fontes de calor


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.


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.


Diferenciação


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


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.


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


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


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.

Sistema Solar

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