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Formação do Sistema Solar
 

Formação do Sistema Solar

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  • Veja também: http://www.voce-deve-saber.blogspot.com.br/2013/04/agua-em-marte.html
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  • Boas sera que podes por pra fazer download ?

    dava uma ajuda grande ter o trabalho em powerpoint :D
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  • Sabes uma coisa não sejas assim i mete isso para fazer o download porque estando ou nao para fazer o download da para tirar fazendo Printscreen demora mas tambem da se meteres isto para download avisa que eu nao estou para fazer 50 i tal print screen
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  • por favor permita me fazer o download do trabalho
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  • muito bom
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    Formação do Sistema Solar Formação do Sistema Solar Presentation Transcript

    • Tema II – A Terra um planeta muito especial
      • Formação do Sistema Solar
      • A Terra e os planetas telúricos
      • A Terra um planeta único a proteger
    • O futuro da Terra Situação problema
    • Objectivos didácticos
      • Reconhecer que a Terra, um planeta entre muitos outros, faz parte de um Sistema Solar em evolução.
      • Compreender a importância do estudo de outros corpos planetários para o melhor conhecimento do nosso planeta e vice-versa.
      • Avaliar potenciais riscos para o futuro da Terra.
      • Reconhecer a necessidade de uma mudança da gestão ambiental e de um desenvolvimento sustentável
      • Identificar alguns factores de risco geológico no nosso país, valorizando as causas naturais e a influência das axtividades humanas.
    • 1. Formação do Sistema Solar 1.1. Provável origem do Sol e dos planetas - Teoria nebular reformulada
    • Sistema Solar
      • É constituído pelo Sol e por todos os corpos que gravitam em torno dele:
      • Planetas
      • Asteróides
      • Cometas
      • Do sistema solar fazem parte 9 planetas principais, cerca de 60 satélites naturais, centenas de cometas e vários milhares de asteróides.
    • Sol
      • Faz parte de uma galáxia – Via Láctea, que possui centenas de milhares de milhão de estrelas.
      • Com um raio de cerca de 700 000 Km, é uma estrela muito modesta, quer pelo seu tamanho, quer pelo brilho.
      • Ocupa uma posição excêntrica num dos braços da espiral, sendo a sua distância ao centro da galáxia cerca de 27 000 anos-luz.
      • Em cada segundo são convertidos 710 milhões de toneladas de H em 705 milhões de toneladas de He, sendo os restantes convertidos em energia, como por exemplo a luz e o calor.
    • Teoria nebular
      • Segundo esta teoria, no enorme espaço que separa as diferentes estrelas da nossa galáxia existia uma nébula formada por gases e poeira muito difusa, que seria o ponto de partida para a génese do sistema solar.
    • Evolução da nébula solar
      • A nébula ter-se-ia contraído devido a forças de atracção gravítica entre as diferentes partículas que a constituíam.
      • A contracção da nébula proto-solar provocaria o aumento da sua velocidade de rotação.
      • Lentamente a nébula teria começado a arrefecer e a adquirir a forma de disco muito achatado, em torno de uma massa de gás densa e luminosa em posição central, que seria o proto-sol.
    •  
      • Durante o arrefecimento do disco nebular, ocorreria a condensação dos materiais em grãos sólidos , mas não de um modo uniforme. As regiões situadas na periferia, em contacto com o espaço intersideral, arrefeciam mais rapidamente que as próximas da estrela em formação.
      • A cada temperatura corresponde a condensação de um tipo de material com determinada composição química, o que leva a uma zonação mineralógica de acordo com a distância ao Sol.
      • No disco achatado, a força de gravidade provocaria a aglutinação de poeiras constituídas por diferentes minerais que formariam pequenos corpos chamados planetesimais , com um diâmetro de cerca de 100 m.
      • Os maiores desses corpos atraíam os mais pequenos, verificando-se a colisão e o aumento progressivo das dimensões, o que levou à formação de planetesimais com alguns quilómetros.
      • Todo este processo designado acreção , desencadeou um bombardeamento cada vez maior, formando os protoplanetas .
      • Finalmente os protoplanetas por acreção de novos materiais, teriam dado origem aos planetas .
      Acreção de partículas sólidas
    • Acreção nos planetas rochosos
    •  
    • Planetas telúricos
      • Os planetas que se formaram a temperaturas mais elevadas, os que se encontram mais próximos do Sol, são essencialmente constituídos por materiais refractários , isto é, materiais de ponto de fusão mais alto.
    •  
    • Planetas telúricos
      • Assim, Mercúrio, Vénus, Terra e Marte, são pequenos e rochosos, formados essencialmente por ferro e silicatos, possuindo atmosferas pouco densas, destituídas de hidrogénio.
    • Planetas gigantes
      • Os planetas longínquos, que condensaram a temperaturas mais baixas, são ricos em substâncias voláteis.
      • Júpiter e Saturno são suficientemente grandes para reterem, por força gravítica, materiais pouco densos da nébula solar primitiva, como o hidrogénio e o hélio.
      • Estes planetas são pobres em metais e silicatos.
      • A existência de uma zonação química , de acordo com a distância ao Sol, conferiu o carácter químico próprio e a composição original de cada planeta.
    • A teoria nebular é coerente com grande parte dos factos observados, como:
      • Uma idade idêntica para todos os corpos do sistema solar.
      • Regularidade das órbitas planetárias que são órbitas elipsóides, quase circulares:
      • Todas as órbitas são quase complanares, formando um disco, com algumas excepções, como por ex a órbita de Plutão;
      • Todos os planetas têm movimentos de rotação no mesmo sentido, excepto Vénus e Urano;
      • A densidade dos planetas mais próximos do Sol é superior à dos planetas mais afastados, o que está de acordo com a posição em que se formaram numa nébula em rotação.
    • Existem dados que não estão completamente clarificados
      • Baixa velocidade de rotação do Sol;
      • Movimento de rotação em sentido oposto de Vénus e Urano, relativamente aos outros planetas.
    • 1.2. Planetas, asteróides e meteoritos Características do Sistema Solar
    • Planetas
      • Planetas principais – descrevem as suas órbitas directamente em torno do Sol.
      • Planetas secundários ou satélites – descrevem translacções em torno dos planetas principais.
      • Planeta rochoso e dos mais densos.
      • É semelhante à Lua com numerosas crateras de impacto.
      • Praticamente destituído de atmosfera.
      • Actualmente não tem actividade vulcânica.
      • O dia tem a duração de três meses.
      Mercúrio
    • Vénus
      • Atmosfera muito densa, volumosa e corrosiva, constituída por CO 2 , algum N 2 e pequenas quantidades de água que permitem a formação de ácidos, como HCl e H 2 SO 4 .
      • A atmosfera cria um efeito de estufa que determina temperaturas junto so solo na ordem dos 480ºC.
      • Derrames vulcânicos parecem ocupar grandes extensões da superfície do planeta.
    • Terra
      • Planeta geologicamente muito activo com intensa actividade sismica e vulcânica.
      • É o único a ter água nos três estados.
      • A água no estado líquido e a existência de temperatura adequada permitem o desenvolvimento da vida.
      • Satélite: Lua.
    • Marte
      • Numerosas crateras de impacto.
      • Numerosos vulcões, Monte Olimpo é o maior do Sistema Solar.
      • Vales largos e profundos, semelhantes aos talhados pelos rios na Terra.
      • Actualmente sem vestígio de água.
      • Tempestades de areia vermelha.
      • Satélites: Deimos e Fobos.
    • Júpiter
      • Maior planeta do Sistema Solar, formado basicamente por Hidrogénio e Hélio e em menor quantidade por metano, amónia e água.
      • Atmosfera com bandas claras e escuras alternadas, paralelas ao equador.
      • Satélites: 16 (Io, Europa, Ganimedes e Calisto).
    • Saturno
      • Muito semelhante a Júpiter.
      • Sistema de anéis bem visíveis, formados por por partículas de gelo e fragmentos rochosos cobertos de gelo, que descrevem órbitas bem definidas á volta do planeta.
      • Satélites: 18 (Titã é o maior do Sistema Solar).
    • Úrano e Neptuno
      • Muito semelhantes.
      • Constituídos por gases, com um pequeno núcleo rochoso.
      • Possuem um sistema de anéis.
    • Plutão
      • Órbita excêntrica que penetra na órbita de Neptuno.
      • Satélite: Caronte
      • Diâmetros superiores aos telúricos
      • Baixa densidade
      • Essencialmente formados por gases
      • Possuem um núcleo pequeno
      • Movem-se com maior velocidade
      • Têm inúmeros satélites.
      Júpiter Saturno Urano Neptuno Gigantes
      • Essencialmente constituídos por materiais sólidos
      • Apresentam-se estruturados em camadas
      • Parecem ter um núcleo metálico
      • Densidade elevada
      • Diâmetro inferior ou próximo do da Terra
      • Com crateras de impacto
      • Atmosferas, quando existentes, pouco extensas
      • Movimentos de rotação lentos
      • Possuem poucos satélites, ou nenhum.
      Mercúrio Vénus Terra Marte Telúricos Características Exemplos Planetas
    •  
    • Asteróides
      • Corpos de pequenas dimensões; os maiores não chegam a atingir os 1000Km de diâmetro.
      • Geralmente movem-se entre a órbita de Marte e Júpiter – cintura de asteróides.
      • Alguns apresentam órbitas muito excêntricas, podendo intersectar a órbita de alguns planetas.
    •  
    •  
    • Cometas
      • Pequenos corpos, muito primitivos, com órbitas muito excêntricas em relação ao Sol.
      • Formados essencialmente por gelo e rochas, só são visíveis quando se aproximam do Sol.
      • São constituídos por núcleo, cabeleira e cauda.
    • Meteoróides
      • Meteoro : quando um asteróide sai da sua órbita e entra no campo gravitacional da Terra.
      • Meteorito : colisão do meteoro com a superfície do nosso planeta.
      • Cratera de impacto : depressão saliente no solo, resultante da colisão.
      • Estrela cadente : meteoro de pequenas dimensões que entra na atmosfera terrestre e que sofre aquecimento devido ao atrito, o qual é suficiente para o consumir.
    •  
    •  
    • Meteoritos Essencialmente formados por uma liga de ferro-níquel, com inclusões de troilite Proporções idênticas de minerais silicatados e de liga ferro-níquel Elevada percentagem de minerais silicatados e reduzida percentagem da liga ferro-níquel Sideritos ou férreos Siderólitos ou petro-férreos Aerólitos ou pétreos
    • 1.3. A Terra – Acreção e diferenciação
    • A Terra – acreção e diferenciação
      • A Terra, tal como os outros corpos do Sistema Solar, teve origem a partir da acreção de materiais da nébula solar por acção da força gravítica, seguido de um processo de diferenciação.
      • Embora se tenha começado a formar há cerca de 4600 M.a., continuou a crescer durante cerca de 120 a 150 M.a., até atingir as dimensões actuais.
      • As rochas magmáticas mais antigas encontram-se na Bacia de Hudson, Canadá, e têm 3825 M.a.
    • Diferenciação
      • Inicialmente a Terra teria uma estrutura homogénea, com uma distribuição regular do ferro, dos silicatos e da água.
      • A estrutura da Terra em camadas concêntricas, com um núcleo central muito denso rodeado por um manto, e este pela crosta, menos densos, a existência de uma atmosfera e de uma hidrosfera levaram a procurar uma explicação para essa diferenciação estrutural e química .
    •  
    • Que fontes de energia estariam envolvidas no processo de diferenciação?
      • Impacto dos planetesimais
      • Compressão
      • Desintegração radioactiva
    • Impacto dos planetesimais
      • Energia cinética era convertida em calor
      Impacto dos planetesimais
    • Compressão
      • As zonas internas do planeta eram comprimidas sob o peso crescente da acumulação de novos materiais. Como resultado o calor acumulava-se e a temperatura aumentava no interior da Terra
      Compressão do planeta resultante do seu próprio peso
    • Desintegração radiactiva
      • Os átomos dos elementos pesados, urânio, tório e potássio (por ex.) desintegram-se espontaneamente, emitindo energia e transformando-se noutros elementos mais estáveis.
      • Esse calor flui com dificuldade devido à fraca condutividade térmica das rochas, ficando armazenado no interior da Terra.
    •  
    • Diferenciação
      • Os materiais sofreram fusão.
      • Sendo o ferro mais denso deslocou-se na direcção do centro do planeta e os materiais menos densos para a periferia, que ao arrefecerem originaram a crosta primitiva.
      • Na crosta recém formada os fenómenos de vulcanismo seriam generalizados.
      • Juntamente com o derrame de lava seriam libertadas grandes quantidades de gases que permitiram o aparecimento da atmosfera .
      • O vapor de água libertado ter-se-ia condensado por arrefecimento, originando chuvas abundantes, que caindo sobre o planeta já arrefecido se acumularam constituindo os oceanos primitivos.