MÓDULO 2.1: COMO SE FORMOU A TERRA?
A formação do planeta Terra é um tema
fascinante que une áreas do conhecimento científico
tais como a astronomia e a geofísica. O
desenvolvimento do nosso planeta, até a forma
que conhecemos hoje, ocorreu por colisões
violentas,
aquecimentos,
resfriamentos
e
agregação de materiais. Esses processos duraram
bilhões de anos.
A história da formação da Terra faz parte da
história da origem do nosso Sistema Solar. A maior
parte do que sabemos sobre esse tema provém de
simulações do modelo da nebulosa solar primitiva
e de asteróides que são resquícios da formação do
nosso sistema solar (Figura 1). Quando um
asteróide cai na superfície terrestre, é chamado de
meteorito. Os meteoritos são preciosas relíquias
arqueológicas que preservam informações dos
primeiros bilhões de anos do sistema solar. Eles são
analisados detalhadamente para entender melhor
os processos de formação do Sistema Solar e da
Terra.
A história da Terra começou há cerca de 4.6
bilhões de anos, juntamente com a origem do
nosso sistema solar. Nessa época havia apenas uma
nuvem de gás e poeira. A FORÇA DE ATRAÇÃO
GRAVITACIONAL das partículas e gás desta nuvem
causou um colapso gravitacional, reunindo a maior
parte deste material no seu centro de massa. Este
colapso, acompanhado de rotação, fez com que um
disco se formasse em torno do eixo de rotação. O
centro desta nebulosa foi se tornando
extremamente quente devido ao atrito, formando
uma proto-estrela. No entanto parte desta nuvem
de matéria permaneceu orbitando a proto-estrela
(Figura 2), com o raio de aproximadamente 50UA
(UNIDADES ASTRONÔMICAS). Este é o princípio
físico de formação da nossa estrela, o Sol.
SAIBA MAIS SOBRE OS PLANETAS DO
SISTEMA SOLAR
Figura 2. Disco de matéria (gás e poeira) girando em torno do
Sol.
Figura 1. Asteróide Gaspra observado pela sonda espacial
Galileo em 1991. Foi a primeira vez que uma sonda passou
tão próximo a um asteróide. Gaspra é um corpo irregular
com dimensão aproximada de 19x12x11km.
No início do sistema solar existiam apenas
grãos microscópicos de poeira (Figura 3A) que pela
FORÇA DE ATRAÇÃO GRAVITACIONAL formavam
corpos cada vez maiores e com mais massa (Figura
3B), aumentando assim sua capacidade de atrair
outros corpos. Com esse processo de contínua
agregação de matéria, formaram-se os chamados
planetesimais (Figura 3C). Esses corpos possuíam
quase um quilômetro de diâmetro e representam o
primeiro estágio para a criação de um planeta.
1
A FORÇA DE ATRAÇÃO GRAVITACIONAL é uma
interação existente entre os corpos que possuem
massa. Essa atração existe em todo o universo,
isso inclui seres humanos, pedras, plantas, etc.
Mas, para que a força gravitacional seja
significativa, o corpo deve possuir uma massa
considerável.
A Lei de Newton diz que a FORÇA DE ATRAÇÃO
GRAVITACIONAL é diretamente proporcional ao
produto das duas massas (m1 e m2), e
inversamente proporcional ao quadrado da
distância (r) entre elas. Matematicamente:
onde G = 6,67x10-11m3/(kg.s2) é chamada
constante da gravitação universal.
A Lei de Newton mostra que a força gravitacional
diminui com a distância. Por exemplo, nós não
sentimos a força da gravidade do Sol porque a
distância entre a Terra e o Sol é muito grande e a
nossa massa individual é pequena. Mas é a
gravidade do Sol que mantém a Terra em sua
órbita! Nós tampouco sentimos a força da
atração lunar nos nossos corpos, mas é ela a
responsável pelas marés oceânicas da Terra.
Uma UNIDADE ASTRONÔMICA é a distância
média entre a Terra e o Sol, cerca de
150.000.000km. Se fizermos uma viagem de ida e
volta do Rio de Janeiro até a cidade de Sydney, na
Austrália, percorreremos cerca de 27.000km. A
distância entre a Terra e o Sol corresponderia a
cerca de 5500 viagens como esta! A velocidade da
luz no vácuo é de aproximadamente 300.000km/s.
Então, se fizermos a conta t=d/v, sendo t o tempo,
d a distância e v a velocidade, a luz do Sol leva
cerca de 8 minutos e 20 segundos para atingir a
Terra.
Continuando o processo de acreção, cerca
de cem mil anos depois os planetesimais formaram
corpos maiores, com alguns quilômetros de
diâmetro, chamados de protoplanetas (Figura 3D),
com massas comparáveis a da Lua e a de Marte. Os
protoplanetas são considerados como o último
estágio para formação de um planeta.
Como os protoplanetas eram muito
grandes, as interações gravitacionais entre eles
geralmente resultavam em grandes colisões. É
necessário um tipo específico de colisão para
contribuir na formação de um planeta. Assim,
como em um jogo de sinuca, os choques entre
bolas com muita velocidade resultam no
afastamento e fragmentação de ambas. Já o
choque com baixa velocidade, faz com que os
corpos permaneçam juntos.
Imaginando esse tipo de interação entre
protoplanetas, as colisões de alta velocidade,
causavam o espalhamento do material, afastando
os corpos e seus destroços. As colisões de baixa
velocidade não resultavam no espalhamento de
destroços e os corpos ficavam próximos o
suficiente para interagirem gravitacionalmente,
resultando na formação de um corpo ainda maior.
Os planetas do nosso sistema solar são resultados
de colisões de baixa velocidade entre protoplanetas
(Figura 3E).
Figura 3. Estágios de acreção planetária, desde poeiras até a
formação de planetas.
2
O último grande evento de colisões de baixa
velocidade é chamado de “Impacto Gigante” e foi
responsável pela origem da Lua. Especula-se que
este choque ocorreu entre a Terra, ainda em
formação, com um protoplaneta do tamanho de
Marte, chamado Thea (Figura 4). Esse impacto foi
tão violento que praticamente derreteu todo o
material rochoso existente na Terra. Uma nuvem de
matéria superaquecida foi lançada em torno do
nosso planeta e permaneceu em órbita. Os
cientistas acreditam que essa nuvem de matéria
demorou de centenas a milhares de anos para
resfriar completamente. A interação gravitacional
dessa matéria formou a Lua, como nós
conhecemos hoje. O resto da matéria que não
participou na formação do nosso satélite natural,
caiu de volta na Terra. Para ilustrar melhor esse
processo, recomendamos assistir ao vídeo abaixo:
http://www.youtube.com/watch?v=P4h9lPA0iYk
Desde seu processo de formação, a Terra
esteve em constante mudança, tanto interna
quanto externa. A formação do núcleo foi o
processo de maior diferenciação da Terra, ou seja,
com a maior mudança de características físicas e
químicas. A razão pela qual a Terra possui um
núcleo é muito simples: o ferro e o níquel são
elementos mais densos do que os silicatos que hoje
formam o manto. Os metais possuem um ponto de
fusão menor e como consequência este ferro
derretido poderia passar entre os cristais de silicato
(Figura 5) e migrar para o núcleo.
Figura 5. Ilustração da separação do ferro derretido dos
cristais de silicato.
Ainda há muitas dúvidas sobre o processo
de migração do ferro líquido e formação do núcleo
terrestre. Mas uma das hipóteses propõe uma
rápida separação do metal e silicato líquidos,
formando regiões de ferro acumulado, que
tenderiam a afundar e formar o núcleo (Figura 6).
Figura 4. Em A, impacto entre Terra e um protoplaneta. Em
B, superaquecimento da Terra e a formação de uma nuvem
de matéria na órbita da Terra. Em C, formação da Lua após
colapso gravitacional da matéria.
Figura 6. Esquema
possível
formação
núcleo terrestre.
da
do
3
As principais camadas da Terra são: crosta,
manto e núcleo (externo e interno). Elas foram
descobertas principalmente por estudos de
sismologia, como mencionado no módulo 1 deste
curso. O limite entre o manto e o núcleo está a uma
profundidade de cerca de 2.900 km. Nesta região
foram observadas velocidades sísmicas diferentes
daquelas que os cientistas estimavam para o
manto. Então, isso significa que esta região possui
propriedades físicas diferentes do resto do manto;
esta camada é chamada de D’’ (lê-se “D duas
linhas”). A espessura de D’’ é irregular (Figura 7),
mas estende-se por aproximadamente 300 km. Esta
camada foi formada como resultado de reações
físicas e químicas, já que o manto se dissolveu
Figura 7. Camadas principais conhecidas no planeta Terra,
incluindo a região do limite manto-núcleo.
parcialmente no ferro líquido do núcleo. Por conta
desta variação composicional, há variações na
condutividade elétrica nesta região, o que
certamente causa consequências importantes para
a morfologia do campo magnético gerado logo
abaixo, no núcleo externo.
Mas é importante lembrar que a Terra
continua em transformação, mesmo depois da
formação e estabilização das suas camadas. Há
muitos estudos que debatem como os processos
que ocorrem na crosta e manto estão ligados aos
processos no núcleo terrestre. Por exemplo, as
plumas são regiões mais quentes do que o manto
em geral, compostas possivelmente de elementos
mais leves, que por consequência boiam até a
superfície. Essas plumas podem ser responsáveis
pela erupção de magma na superfície terrestre.
Desta forma, as plumas podem transportar calor do
núcleo para a superfície terrestre, como mostra a
Figura 8. As plumas são muito importantes no
transporte de calor e convecção do manto, com
consequências para o movimento das placas
tectônicas.
Pesquisas sobre o fluxo de calor do limite
manto-núcleo
estão
ainda
em
pleno
desenvolvimento devido às incertezas em
características básicas, como: temperatura,
composição e dinâmica do interior profundo da
Terra. É muito importante conhecer sobre o fluxo
de calor neste limite manto-núcleo já que
influenciará nos processos dinâmicos que ocorrem
no núcleo externo e que geram o campo magnético
principal da Terra.
Figura 8. Esquema dos componentes do
fluxo de calor do manto inferior até a
superfície terrestre. Algumas plumas
chegam à superfície, enquanto outras são
extintas no manto. As plumas na
superfície influenciam na geração de uma
cadeia de vulcões. O esquema também
mostra zonas de subducção, ou seja, onde
as placas tectônicas penetram abaixo da
superfície terrestre.
4
R
Autor: Don Dixon - cosmografica.com
eferências Bibliográficas
Arndt, N., (2000). Geochemistry: Hot heads and
cold tails. News and Views. Nature 407, 458-461.
Chambers, J. E., (2004). Planetary accretion in the
inner Solar System. Earth Planet. Sci. Lett. 223, 241252.
Condie, K. C., 2005. Earth as an Evolving Planetary
System. Elsevier Academic Press. 447 páginas.
Jeanloz, R. e Lay, T., (2005). The core-mantle
boundary. Scientific American- Special Edition.
Lowrie, W. (2004). Fundamentals of Geophysics.
Cambridge University Press. ISBN 0521-46164-2.
Merril, R. T., Mcelhinny, M. W.; McFadden, P. L.
(1996). The Magnetic Field of the EarthPaleomagnetism, the core and the deep mantle.
Academic Press. Volume 63.
Minarik B., (2003). The Core of Planet Formation.
Nature, News and Views. 422: 126-128.
Figura 3: Condie, 2005. Earth as an Evolving
Planetary System.
Figura 4: Stevenson, 2008. A planetary perspective
on the deep Earth.
Figura 5: Minarik, 2003. The Core of Planet
Formation
Figura 6: Rubie, D. C., Nimmo, F., Melosh, H. J.,
(2007). Formation of Earth´s core. Em: Treatise on
Geophysics Vol. 9: Evolution of the Earth, D.J.
Stevenson (ed.). Elsevier, Amsterdam, pp. 51-90.
Figura 7: Jeanloz, R. e Lay, T., (2005). The coremantle boundary.
Figura 8: Lowrie, W. (2004). Fundamentals of
Geophysics.
Vídeo sugerido: Do programa “How The Universe
Works – A formação da Lua” da Discovery Channel.
A legenda do vídeo foi feita por Felipe Morais.
http://www.youtube.com/watch?v=P4h9lPA0iYk
Pahlevan, K., Stevenson, D., (2007). Equilibration in
the aftermath of the lunar-forming giant impact,
Earth and Planetary Science Letters 262, 438-449.
Stevenson, D. J., (2008). A planetary perspective on
the
deep
Earth.
Nature,
Vol
451.
doi:10.1038/nature06582.
F
ontes das
F
iguras
Figura 1: Homepage da NASA.
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/photo_gallery/photogall
ery-asteroids.html
Figura 2: Homepage de ilustrações científicas.
5