O documento descreve a formação do Sistema Solar de acordo com a Teoria Nebular. Segundo a teoria, a contração de uma nuvem de poeira e gás resultou na formação de um disco protoplanetário que se condensou para formar os planetas. Os planetas internos formaram-se mais perto do Sol a partir de materiais com alto ponto de fusão, enquanto os planetas externos formaram-se mais longe do Sol a partir de materiais mais voláteis de baixo ponto de fusão.

1. SISTEMA SOLAR
Margarida Barbosa Teixeira

2. Teoria Nebular
2

3. Teoria Nebular
3
 Teoria Nebular

4. Teoria Nebular
4
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
Achatamento da nébula Aquecimento da parte
 central
Arrefecimento do disco 
 Massa de gás densa e
Condensação dos materiais periféricos: luminosa (H e He)

- de ponto de fusão mais alto (silicatos e ferro) Proto-sol
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

5. Acreção e Diferenciação da Terra
5
 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

6. Acreção e Diferenciação da Terra
6
Fontes de calor
Impacto de planetesimais
Compressão
Desintegração radiativa

7. Acreção e Diferenciação da Terra
7
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.

8. Acreção e Diferenciação da Terra
8
 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.

9. Acreção e Diferenciação da Terra
9
 Diferenciação

10. Acreção e Diferenciação da Terra
10
 Diferenciação
A desintegração radiativa
Os impactos
aumento da temperatura no interior do protoplaneta
A compressão
Os elementos entram em fusão
Os elementos mais densos Os elementos menos densos
(Fe e Ni) (silicatos)
descem para o centro ficam à superfície
Núcleo Manto

11. Acreção e Diferenciação da Terra
11
 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.

12. Acreção e Diferenciação da Terra
12
 Formação da atmosfera primitiva e dos oceanos
A 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

13. Acreção e Diferenciação da Terra
13
Protoplaneta Planeta
Atração
gravítica Acreção Diferenciação

14. Sistema Solar
14

15. Sistema Solar
15

16. Sistema Solar
16
 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, …)
. satélites
o definiu formalmente os conceitos de planeta e planeta anão.

17. Sistema Solar
17
Planeta Planeta anão
 está em órbita em torno do Sol.  está em órbita em torno do Sol.
 tem massa suficiente para que a  tem massa suficiente para que a
gravidade o leve a assumir uma força da gravidade o leve a
forma aproximadamente esférica. assumir uma forma
 descreve uma órbita com uma aproximadamente esférica.
vizinhança livre de outros corpos  descreve uma órbita com uma
celestes. vizinhança que não está livre de
outros corpos celestes.
 não é um satélite.
. Mercúrio
. Vénus . Plutão
. Terra . Eris (da cintura de Kuiper)
. Marte
. Ceres (da cintura de asteroides)
. Júpiter
. Saturno
. Úrano
. Neptuno

18. Sistema Solar
18

19. Sistema Solar
19

20. Sistema Solar
20
Planetas telúricos Planetas gigantes
 Próximos do Sol.  Afastados do Sol.
 Período de translação curto (devido à  Período de translação longo.
proximidade ao Sol).
 Movimentos de rotação lentos (devido à  Velocidade de rotação elevada.
grande atracção pelo Sol).
 Velocidade de translação mais rápida.  Velocidade de translação mais lenta
(devido à pouca atracção pelo Sol).
 Pequenas dimensões e pouca massa - quanto  Maiores dimensões e muita massa - a
menor é a massa, menor é a força gravítica. enorme massa conduziu a uma elevada
 Densidade elevada - essencialmente força gravítica.
constituídos por silicatos e metais.  Baixa densidade - essencialmente
formados por gases (hidrogénio, hélio,
metano e amoníaco).
 Estruturados em camadas - o elevado calor
interno originou a diferenciação em camadas  Reduzido núcleo.
de acordo com a densidade.

21. Sistema Solar
21
Planetas telúricos Planetas gigantes
 Atmosferas inexistentes (em Mercúrio  Densas atmosferas.
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.  Inúmeros satélites e anéis.

22. Planetas telúricos
22
 Atividade geológica
Fonte de energia Consequências
I
n Acreção Calor interno Tectónica:
t - Movimento dos continentes
e Compressão - Sismos tectónicos
r Radiatividade - Atividade vulcânica
n
Atividade a
geológica
E Sol Movimento Meteorização e erosão superficial
x - da água (líquida)
t - do ar (vento)
e
r Impactos Crateras de impacto
n meteoríticos Transmissão de energia cinética
a
Sismos de impacto

23. Planetas telúricos
23
 Atividade geológica

24. Planetas telúricos
24
 Atividade geológica

25. Planetas telúricos
25
 Atividade geológica
Planeta Atividade geológica
 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
Mercúrio
impactos.
 As reduzidas dimensões do planeta permitem deduzir a reduzida
produção de calor interno e consequente arrefecimento rápido,
que gerou a inatividade geológica.
 Toda a superfície parece coberta de lava com cerca de 500 M.a..
Vénus  Com muito poucos sinais de erosão.
 Não se sabe se ainda existe alguma atividade geológica.
 Grande parte das rochas superficiais tem idade superior a 3000
M.a..
Marte
 Pensa-se que está geologicamente inativo há cerca de 1000
M.a.

26. Lua
26
Continentes lunares Mares lunares
Relevo  acidentado  plano
Área da superfície  2/3  1/3
Crateras  numerosas  poucas
Cor  clara  escura
Constituição  anortositos  basaltos
Idade das rochas  mais antigas  menos antigas

27. Lua
27
 Formação dos mares lunares
Após o impacto o material é projetado Subida e derrame de magma basáltico

28. Lua
28
 Formação dos mares lunares
4600M.a.- Formação da Lua
grande
aquecimento
+
solidificação
3800M.a.- Crosta de anortosito  Continentes - Escarpados e claros
(rocha clara)
grandes
impactos
3000M.a.- Grandes crateras  Mares - Planos e escuros
com subida de basalto
(rocha escura)

29. Lua
29
 Atualmente
 Sem erosão, apenas sofre impacto      reduzida dinâmica externa
 Sem tectónica - sem atividade vulcânica e sísmica  sem dinâmica interna
Geologicamente inativa

30. Lua
30
 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)

31. Cometas
31
 Constituição
- Gelo (H2O, CO2, CH4, NH3... )
- Silicatos e poucos metais

32. Cometas
32
 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.

33. Cometas
33
 Desintegração
 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.
 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.

34. Asteroides
34
 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.

35. Meteoritos
35
 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.

36. Meteoritos
36
Classificação Composição Observações
• Mais resistentes
Essencialmente à meteorização e
Sideritos metálica erosão.
(ferro e níquel) • Mais facilmente
detetados.
Proporções
Siderólitos idênticas de
metais e silicatos
Acondritos
Textura homogénea
Aerólitos • Mais frequentes.
Condritos Essencialmente
Presença de agregados rochosa (silicatos) • Com idade
esféricos (côndrulos) aproximada de
4600M.a.

37. Localização de alguns impactos meteoríticos
37

38. Meteoritos
38
 Em Portugal
Meteoritos portugueses
Nome 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

39. Meteoritos
39
 Origem dos meteoritos
 Desintegração de cometas ao passarem próximo do Sol.
 Fragmentação de asteroides, ao chocarem com outros.

40. Meteoritos
40
 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.

41. Meteoritos
41
 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).

42. Meteoritos
42
 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.

43. Meteoritos
43
 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.