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A Terra - Um planeta muito especial

 
A Terra é um planeta muito especial, pois é o único planeta que ofereceu condições à existên-cia de vida. A Terra é um bem único a preservar para as gerações futuras. A nossa intervenção no planeta Terra decidirá o seu futuro e o futuro de todas as formas de vida.
 
A vida é possível na Terra porque:
 

Formação do sistema solar

O sistema solar é constituído por oito planetas principais, por planetas anões, por planetas secundários, cometas, asteróides e por uma estrela que dá o nome ao sistema, o Sol. O nosso sistema solar pertence a uma organização planetária superior, a galáxia Via Láctea ou Estrada de Santiago, uma das muitas galáxias que constituem o Universo.

As dificuldades encontradas no estudo do Universo têm forçado os investigadores espaciais a desenvolver novos materiais, novas formas de ter acesso ao Universo. Os telescópios, que permitem estudar os planetas do sistema solar, as naves espaciais, que permitem transportar pessoas e materiais para o Espaço, as sondas, que permitem recolher dados científicos, as estações espaciais, que permitem um maior tempo de contacto entre pessoas e o espaço onde se encontram, são algumas das tecnologias que se têm vindo a desenvolver ao longo dos últimos anos como forma de aumentarmos os conhecimentos sobre o Universo e, em particular, sobre o sistema solar. A Astrofísica e a. Astrogeologia são, por este motivo, duas das ciências que mais têm evoluído nos últimos anos.
 
Uma das maiores dificuldades encontradas neste processo de busca do conhecimento tem sido a grande distância a que qualquer um dos corpos celestes se encontra da Terra. As distâncias são tão grandes que as unidades terrenas são insuficientes, pelo que foi criada uma nova unidade, o ano-luz. Um ano-luz corresponde à distância percorrida num ano por um raio luminoso viajando à velocidade de 300 000 km/s, ou seja, cerca de 9 biliões de quilómetros.

 

Origem provável do sistema solar

Várias têm sido as teorias propostas para explicar a origem do sistema solar, ao longo dos tempos. As teorias explicativas da origem do Universo têm reflectido o pensamento vigente na época em que elas são enunciadas. Acompanhando o ritmo da Biologia, também na Astrogeologia surgiram, inicialmente, as teorias catastrofistas e, posteriormente, as teorias ditas evolucionistas.

As teorias catastrofistas, embora vigorassem durante muito tempo, não apresentavam solidez científica e social capaz de as fazer perdurar no tempo.

A ida do Homem à Lua permitiu a recolha de rochas lunares e a sua posterior datação, tendo--se concluído que a Lua e a Terra apresentavam a mesma idade, tal como os meteoritos recolhidos com alguma frequência na superfície terrestre. Estes factos levaram a que fosse enunciada uma nova teoria sobre a origem do sistema solar, admitindo que a origem dos elementos constituintes deste sistema fosse simultânea.

Surge a teoria nebular, que admite uma origem co-genética (a mesma origem) para os diferentes elementos do sistema solar, formados a partir de uma nuvem de gases e poeiras. Esta teoria foi mais tarde reformulada, já que a velocidade de rotação proposta para o Sol deveria ser maior e os gases, que se admite terem-se condensado, deveriam, pelo contrário, ter-se disseminado no Espaço.
 
 

A teoria nebular reformulada 

é a teoria actualmente mais aceite e admite que a origem do sistema solar se deve à existência de uma nébula com origem no Sol, que, por atracção gravítica, adquiriu rotação e sofreu acreção, elevando os materiais à temperatura de fusão, o que implicou a existência de uma diferenciação dos materiais por densidade.

A teoria nebular reformulada

considera a existência dos seguintes passos:

• No Espaço existia uma

nébula constituída por gases e poeiras.

• A existência de forças de

atracção gravítica no interior desta nébula provocou a sua con-tracção.

• A contracção da nébula

provocou, por sua vez, o aumento da velocidade de rotação desta.

• A nébula, que começou a arrefecer, lentamente, devido à sua rotação, foi adquirindo uma forma de

disco aplanado, cujo centro era definido pelo proto-sol.

• O arrefecimento do disco provocou a condensação dos materiais da nébula em pequenos grãos.

• A velocidade de arrefecimento dos materiais da nébula dependia da sua posição dentro do disco nebular. Se os materiais se encontravam no interior do disco, a velocidade de arrefecimento era menor, mantendo-se a uma maior temperatura do que aqueles que se situavam na periferia da nébula. Os materiais que se encontravam na parte mais externa da nébula, porque estavam em contacto com o Espaço, que se encontra a baixa temperatura, arrefeciam mais rapidamente. Este facto levou à existência de um

zonamento mineralógico, provocado pelas diferentes temperaturas a que se encontravam os materiais constituintes da nébula. Quanto mais próximos do proto-sol, maior era a temperatura de fusão e maior era a densidade dos materiais. Pelo contrário, quanto mais afastados do proto-sol, porque mais próximos do frio do espaço, mais baixa era a temperatura de fusão e menos densos eram os materiais.

• A atracção gravítica continuou a verificar-se no interior do disco nebular, promovendo o choque entre os pequenos grãos sólidos anteriormente formados. Da

acreção destes corpos foram surgindo outros de maiores dimensões, os planetesimais, que, continuando a colidir uns com os outros, devido à crescente atracção gravítica, originaram planetesimais de dimensões cada vez maiores. Os planetesimais, que, inicialmente, mediam cerca de 100 metros, atingiram dimensões com alguns quilómetros, como resultado das numerosas colisões.

• A acreção teve como resultado final a formação de

protoplanetas.

• A atracção gravítica continuou a verificar-se e, como tal, a acreção dos materiais e posterior diferenciação levou à formação dos

planetas.

A teoria nebular reformulada, ao contrário das teorias catastrofistas, apresenta vários aspectos coincidentes com os dados já provados, embora alguns pontos da teoria continuem sem explicação. A baixa velocidade de rotação do Sol e o movimento de rotação de Vénus e Urano, em sentido contrário ao dos restantes planetas, são duas questões em aberto.

A teoria nebular reformulada é apoiada pelos seguintes dados:

• A idade encontrada para os diferentes corpos do sistema solar é a mesma (4600 M.a.).

• As órbitas dos planetas são regulares e pouco elípticas.

• As órbitas dos planetas são quase complanares, originando um disco.

• Os planetas, exceptuando Vénus e Urano, apresentam o mesmo sentido de rotação.

• Os planetas apresentam todos o mesmo sentido de órbita à volta do Sol.

• Os planetas que se encontram mais próximos do Sol apresentam uma maior densidade do que aqueles que se encontram mais afastados.

• Os planetas que se encontram mais próximos do Sol são pequenos e rochosos, constituídos por silicatos e ferro, materiais refractários de elevado ponto de fusão. As atmosferas destes planetas são pouco densas, sem hidrogénio, que, sendo um gás leve, se escapou para o exterior da nébula.

• Os planetas que se encontram mais afastados do Sol apresentam grandes dimensões, uma constituição essencialmente gasosa, à base de hidrogénio e hélio, apresentando valores reduzidos de silicatos e ferro. Estes planetas apresentam uma atmosfera densa, já que as suas grandes dimensões fornecem-lhes uma força gravítica

capaz de reter os gases pouco densos da nébula solar.

Constituição do sistema solar

O sistema solar localiza-se na Via Láctea ou Estrada de Santiago e é constituído por uma estrela (Sol), oito planetas principais (Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Neptuno), vários planetas secundários (Lua, Europa, Titã...), vários planetas anões (Plutão, Ceres, Xena...), cometas (Halley, Hale-Bopp...) e asteróides (Vesta, Camila, Eros...).

A Via Láctea

ou Estrada de Santiago, galáxia onde se encontra o nosso sistema solar, é uma galáxia em espiral formada por um núcleo central donde irradiam os braços. O nome de Via Láctea ("estrada de leite") deve-se ao aspecto leitoso que esta apresenta no firmamento e o nome de Estrada de Santiago deve-se ao facto de ser uma referência do trajecto a seguir pelos peregrinos para Santiago de Compostela. Esta galáxia tem um comprimento de 1 000 000 anos-luz e uma espessura de 15 000 anos-luz na zona central. A Via Láctea faz parte do Grupo Local, uma pequena concentração na qual se distinguem também a galáxia Andrómeda, a Galáxia do Triângulo e a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães.

Estrela

Uma

estrela é um corpo celeste que emite luz própria e que, por esse motivo, parece cintilar. O Sol, estrela do sistema solar, é uma esfera gigantesca de gases (hélio e hidrogénio), cada vez mais comprimidos à medida que se vai descendo em direcção ao núcleo central. O centro do Sol atinge 15 milhões de graus Celsius e uma pressão de 300 mil milhões de atmosferas, enquanto a superfície atinge apenas 6000 °C. As manchas solares são zonas mais frias (4000 °C) do que a restante superfície solar. Em cada segundo, o Sol queima 4,5 milhões de toneladas de hidrogénio, que transforma em energia, parte da qual atinge a Terra sob a forma de luz visível.

Planetas

Um

planeta é um corpo celeste que descreve uma órbita em torno do Sol, com uma vizinhança livre de outros corpos celestes e que possui uma massa suficiente para que as forças de gravidade o levem a assumir uma forma aproximadamente esférica. A Lua, porque descreve uma órbita à volta de um planeta principal (Terra), designa-se por planeta secundário ou satélite. Plutão é um planeta anão, uma vez que possui uma órbita em torno do Sol que não está livre de outros corpos celestes e não é um satélite de outro planeta.

Os planetas efectuam dois tipos de movimentos: movimento de rotação e movimento de translação. O

movimento de translação é o movimento que os planetas efectuam em torno do Sol. O tempo que um planeta demora a dar uma volta completa ao Sol determina a duração do ano. O movimento de rotação é o movimento que os planetas fazem em torno do seu próprio eixo (eixo imaginário). No caso do nosso planeta, o movimento de rotação é responsável pela alternância dos dias e das noites, em que uma volta completa em torno do seu eixo demora cerca de 24 horas; o movimento de translação, com uma duração de 365 dias, é responsável pelas estações do ano.

Algumas características dos planetas principais do sistema solar.

Os planetas principais do sistema solar podem ser classificados atendendo a vários parâme-tros, como podes ver na tabela. Esta tabela indica as características dos planetas relativamente a cada parâmetro de classificação.

Asteróides

Os asteróides são corpos celestes de pequenas dimensões. Eles podem variar de menos de um quilómetro a centenas de quilómetros e giram em volta do Sol e de si próprios, concentrando-se, na sua grande maioria, entre as órbitas de Marte e de Júpiter. O asteróide Ida, localizado entre Marte e Júpiter, possui uma lua que gira em seu redor. Os asteróides de maiores dimensões encontram-se diferenciados em camadas, ao contrário dos de pequena dimensão, que se encontram indiferenciados. Por este motivo pensa-se que os asteróides correspondam a falhas na formação de planetas a partir dos materiais da nébula solar primitiva.

A cintura principal de asteróides corresponde à área do espaço entre as órbitas dos planetas de Marte e Júpiter, onde orbitam cerca de um milhão de asteróides. Algumas das órbitas dos asteróides são muito excêntricas, pelo que, por vezes, intersectam as órbitas dos planetas, podendo atingir mesmo a sua superfície.

A composição dos asteróides pode variar de material rochoso a uma liga metálica de ferro e níquel.

Cometas

Os cometas - os astros mais primitivos do sistema solar - possuem uma forma esferoidal e são constituídos essencialmente por gelo e rochas. Encontram-se agrupados numa nuvem cometária, que orbita nas regiões exteriores do nosso sistema, fora da órbita de Plutão.

Alguns cometas possuem órbitas elípticas, muito excêntricas, em torno do Sol, intersectando as órbitas dos planetas. Pensa-se que as órbitas excêntricas dos cometas se devem à influência dos planetas sobre eles.

Os cometas, provavelmente, têm origem na cintura de Kuiper (zona para além de Neptuno e Plutão) e na nuvem de cometas de Oort (zona para além da cintura de Kuiper).

Os cometas são constituídos por um núcleo (geralmente com 3 km, mas que pode atingir 15 km), formado por rochas envolvidas por água e gases congelados. As moléculas mais comuns são de água, metano, dióxido de carbono, ácido cianídrico, amoníaco e enxofre.

Nucleus – núcleo; Tail – cauda;

Os cometas, que possuem órbitas excêntricas à volta do Sol, quando e só quando se aproximam do Sol, adquirem a cabeleira e a cauda. Um cometa, junto do Sol, atinge a sua maior visibilidade, sendo constituído por um núcleo, envolvido por uma cabeleira e com uma cauda.

Meteoritos

Os meteoritos são corpos rochosos ou metálicos, de dimensões variáveis, com origem no Espaço e que, ao chocarem com a superfície de um planeta telúrico, originam as chamadas crateras de impacto. Os meteoritos têm origem nos meteoróides, corpos de dimensões variáveis, com origem no Espaço, que se tornam incandescentes ao atravessarem a atmosfera. O rasto luminoso deixado pelos meteoróides ao entrarem na atmosfera é designado por meteoro. As conhecidas estrelas cadentes não são mais do que meteoros. O número de meteoritos encontrados não corresponde de forma alguma ao número de meteoritos existentes na superfície terrestre, já que um elevado número de meteoritos cai nos oceanos, sendo, por esse motivo, irrecuperáveis, outros meteoritos pulverizam-se completamente ao embaterem no solo e outros caem em locais desconhecidos, não sendo recuperados. A maioria dos meteoritos tem origem em cometas ou em asteróides que se desviaram das suas órbitas, ou em cometas que, aproximando-se muito do Sol, se desintegraram parcialmente. Quando o número de meteoróides é muito elevado, como na desintegração de um cometa, surgem as chuvas de meteoritos ou chuvas de estrelas cadentes, quando é visível o seu rasto luminoso. Um meteorito, quando cai na superfície terrestre, pode apresentar efeitos sonoros, luminosos e mecânicos. A entrada do meteorito na atmosfera origina o som característico do romper da atmosfera (efeito sonoro); o atrito desenvolvido nesta entrada provoca um aumento da temperatura, que torna incandescente e, deste modo, visível o meteorito (efeito luminoso); o seu embate no solo, a grande velocidade, provoca a formação de uma cratera, cratera de impacto (efeito mecânico). Verifica-se que estas crateras de impacto são menos visíveis na Terra do que na Lua, pois, como possui atmosfera, a Terra sofre erosão, enquanto a Lua, sem atmosfera, não apresenta erosão, permanecendo as crateras de impacto inalteradas ao longo dos tempos. Além disso, a atmosfera terrestre funciona como uma barreira, impedindo que muitos deles embatam na sua superfície, já que o choque dos meteoróides com a atmosfera os pulveriza.

Os meteoritos, geralmente, recebem o nome do local onde foram encontrados, como, por exemplo, o meteorito de Chaves ou o meteorito do Arizona. No entanto, os meteoritos, como fragmentos rochosos que podem ser, podem ser classificados segundo os mesmos critérios das rochas, isto é, quanto à composição e à textura. Como podes verificar na grelha conceptual, os meteroritos podem classificar-se em sideritos, siderólitos e aerólitos.

Os meteoritos podem ser considerados sideritos, se constituídos predominantemente por ferro, aerólitos, se constituídos essencialmente por material rochoso (silicatos), e siderólitos, se correspondem a uma mistura de material férrico e rochoso. No entanto, também podemos basear-nos na sua textura e classificarmos os meteoritos em condritos, se possuem estruturas esféricas (côndrulos), e acondritos, se não são visíveis esses côndrulos.

O número de meteoritos recolhidos depende da sua composição. Os meteoritos mais resisten-tes (sideritos) são os recolhidos em maior número. Os aerólitos, embora sejam os que possuem um maior número de quedas, porque são rochosos, pulverizam-se com maior facilidade ao entrarem na atmosfera terrestre, pelo que são recolhidos em menor número.

A composição dos meteoritos permite-nos utilizá-los para percebermos o mecanismo de formação e composição da Terra. Se admitirmos uma formação simultânea para o sistema solar (origem co-genética), como no caso da teoria nebular reformulada, então os meteoritos formaram-se na mesma altura da Terra, a partir dos mesmos materiais e segundo os mesmos processos.

Formação dos meteoritos.

Ao observar a figura, verifica-se que existem duas possibilidades iniciais para os meteoritos se formarem.

Mecanismo de formação dos meteoritos

• Inicialmente, existia um corpo celeste, que, resultando da acreção de partículas por atracção gravítica, se encontrava indiferenciado. Se este corpo se fragmentasse, os seus fragmentos revelariam essa falta de diferenciação, sendo, por isso, constituídos por um agregado de esferas. Neste caso, os meteoritos formados teriam uma composição rochosa/silicatada e uma textura em côndrulos, isto é, estávamos perante os condritos.

• O corpo indiferenciado continuou a sofrer acreção, a sua temperatura aumentou, ao ponto de ocorrer a fusão dos materiais. Neste momento vai iniciar-se uma diferenciação dos materiais por diferença de densidade. Os materiais mais densos, ferro e níquel, deslocam-se para o centro do corpo, ficando colocados mais externamente os materiais menos densos, os silicatos. Ocorreu a diferenciação deste corpo celeste.

• A sua temperatura começou a baixar, solidificando o corpo do exterior, em contacto com um ambiente mais frio, para o interior. O corpo diferenciado fragmenta-se. Os fragmentos com origem no núcleo, mais denso, têm uma composição à base de ferro e níquel - siderito. Os fragmentos com origem na parte mais externa do corpo diferenciado têm uma composição silicatada/rochosa, mas em que não é visível qualquer estrutura esférica resultante da acreção -acondrito. O meteorito tem origem na parte média do corpo celeste, ou seja, numa área que contém muito ferro e níquel, mas que contém também muito material silicatado - siderólito.

A Terra - acreção e diferenciação

A Terra formou-se há cerca de 4600 M.a., por um processo que se pensa semelhante ao que proposto para os meteoritos, envolvendo um processo de acreção seguido de diferenciação. Sequência de acontecimentos que originaram o planeta Terra:

• A Terra teria tido origem na acreção de partículas da nebulosa que colidiam por efeito da atracção gravítica. Durante a acreção, a temperatura da Terra foi-se elevando progressivamente. • A energia resultante do impacto dos planetesimais era convertida em calor, que se ia acu-mulando no interior do protoplaneta. Esta energia não era totalmente dissipada para o Espaço, pois os protoplanetas colidiam continuamente com planetesimais que os recobriam e que, igualmente, convertiam a sua energia de choque em energia calorífica. • A dimensão do protoplaneta aumenta e com este incremento sobe também a pressão a que os materiais estão sujeitos por compressão. A pressão dos materiais, associada ao aumento progressivo da profundidade, leva ao aumento da temperatura dos materiais constituintes do protoplaneta.

• A temperatura atinge o ponto de fusão dos silicatos, ferro e níquel, que constituem o protoplaneta Terra. Inicia-se, então, a diferenciação, isto é, a separação dos materiais constituintes da Terra.

• Os materiais mais densos, ferro e níquel, migram, por diferença de densidade, para o centro da Terra, onde vão originar o núcleo. Os materiais de média densidade, silicatos associados a ferro e a níquel, ocupam a zona média da Terra, dando origem ao manto terrestre. Finalmente, os silicatos, pouco densos, atingem a sua temperatura de solidificação, formando-se a crosta terrestre. O núcleo, devido às elevadas temperaturas que possui e à produção de calor, continua a manter-se, ainda hoje, no estado líquido.

• A fusão dos materiais terrestres permitiu a diferenciação da Terra e a formação das três grandes zonas litológicas da Terra - crosta, manto e núcleo.

A crosta foi a primeira zona terrestre a solidificar, devido à sua proximidade com as baixas temperaturas do Espaço. No entanto, devido à ausência de atmosfera, continuava a ser bombardeada por inúmeros meteoritos, cujo choque com a fina e recém-formada superfície terrestre originava fenómenos de vulcanismo activo que libertavam grandes quantidades de lava e de vapor de água. O vapor de água libertado, por condensação, originou as primeiras chuvas do planeta, que deram início à formação dos oceanos primitivos. Simultaneamente, iniciou-se a formação da atmosfera primitiva e começaram a surgir as primeiras formas de vida nos oceanos primitivos.

A Terra e os outros planetas telúricos

A Terra, juntamente com Mercúrio, Vénus, Marte e a Lua, faz parte do conjunto dos planetas telúricos. Os planetas telúricos apresentam características semelhantes às da Terra e, como tal, possuem uma constituição rochosa e elevada densidade, são de pequenas dimensões e localizam-se no interior da cintura de asteróides.

A nível geológico, estes planetas já não apresentam a mesma similitude, pois a Terra e Vénus são dois planetas geologicamente activos, enquanto Mercúrio, Marte e a Lua são três planetas geologicamente inactivos.

Um planeta é considerado geologicamente activo quando, na actualidade ou num passado recente, manifesta a existência de sismos, de vulcanismo activo ou movimentos tectónicos. Um planeta será considerado geologicamente inactivo quando, há já muitíssimo tempo, não apresenta fenómenos geológicos activos, como sismos, vulcões ou movimentos tectónicos.

Os movimentos tectónicos, por sua vez, são os grandes responsáveis pela existência dos fun-dos oceânicos e pela sua idade recente (menos de 200 M.a.). Os fundos oceânicos resultam de um equilíbrio entre os riftes e as zonas de subdução. No rifte forma-se o fundo oceânico através de um vulcanismo fissural, que provoca o aumento da dimensão da placa oceânica, que, por este motivo, vai ser "obrigada" a mergulhar para manter constante a área superficial terrestre.

Qualquer forma de actividade geológica necessita de um agente modificador, que tanto pode ter uma origem interna como uma origem externa ao planeta.

Mercúrio

Mercúrio é constituído por rochas com uma idade de cerca de 4000 M.a., sendo de 3000 M.a. a idade das rochas mais recentes. Este facto permite-nos dizer que há mais de 3000 M.a. que não existe actividade vulcânica em Mercúrio, pelo que é um planeta geologicamente inactivo.

A superfície de Mercúrio apresenta-se recoberta por inúmeras crateras de meteoritos nas quais é possível encontrar vestígios de actividade vulcânica que resultaram da elevação da temperatura na região do choque, provocada pela pressão de impacto.

Mercúrio não possui atmosfera, hidrosfera ou biosfera, pelo que não existe erosão e, por isso, guarda intactos os acontecimentos ocorridos desde a sua génese. A ausência de atmosfera é explicada pela sua pequena força gravítica, resultado da sua pequena dimensão. As suas elevadas temperaturas tornam impossível a manutenção de um fluido à superfície. A sua pequena dimensão impediu que acumulasse calor suficiente para gerar actividade interna, pelo que Mercúrio não possui acontecimentos tectónicos activos, sendo um planeta geologicamente morto.

Vénus

Vénus é o planeta telúrico mais semelhante e próximo da Terra. As dimensões dos dois planetas são semelhantes e ambos possuem uma atmosfera capaz de deter alguns meteoritos; os dois são planetas geologicamente activos.

A atmosfera de Vénus não possui água, o que lhe confere uma maior densidade do que a da atmosfera terrestre. A ausência de vapor de água atmosférico impediu, muito provavelmente, a existência de vida neste planeta. A atmosfera venusiana não possui oxigénio, mas possui um elevado teor de dióxido de carbono, que origina o efeito de estufa, impedindo a existência

de vida devido às altas temperaturas que provoca. A atmosfera, rica em CO2, impede a saída da energia solar (sob a forma de energia calorífica), o que provoca um aumento gradual da temperatura de Vénus. Vénus é, por este motivo (efeito de estufa), o planeta do sistema solar que possui maior temperatura.

Vénus, tal como a Terra, é um planeta geologicamente activo, porque possui inúmeros vulcões activos. Devido à intensa actividade vulcânica, a superfície de Vénus possui apenas 500 M.a., enquanto o seu interior possui 4600 M.a. (de acordo com a teoria nebular reformulada).

Ao contrário da Terra, Vénus apresenta muito poucos sinais de erosão, mantendo-se a sua superfície intacta como no momento da sua formação.

Analisando a localização dos vulcões, conclui-se que estes, embora associados a sistemas de falhas, não possuem o alinhamento típico dos rifles. A existência de zonas de subdução também não é visível, daí concluir-se que Vénus não deve possuir movimento de placas tectónicas, necessitando, por isso, de um sistema de reciclagem da crosta diferente do da Terra.

Marte

Marte é um planeta geologicamente inactivo, pois não apresenta vulcanismo activo recente. O facto de Marte ser geologicamente morto não o impede, no entanto, de apresentar vestígios de uma intensa actividade vulcânica no passado. O monte Olimpo, o maior vulcão do sistema solar, com 550 a 600 km de base e 26 km de altura, é disso um exemplo.

O relevo da superfície de Marte, sulcado de vales, parece traduzir a presença de água no estado líquido, em tempos mais remotos. O relevo de Marte lembra uma rede hidrográfica, com a sua nascente, afluentes, foz, associada a um imenso mar de fundo plano. Marte possui vastas áreas recobertas por material vulcânico, apresentando-se os cones vulcânicos e as crateras de impacto aplanadas pela acção do vento.

A confirmação de água líquida em Marte carece, no entanto, de mais dados e estudos.

Marte parece ser constituído por uma única placa litosférica, sem movimentos laterais, e que, por esse motivo, não é reciclada, ao contrário do que acontece na Terra, engrossando com o decorrer dos tempos. A sua superfície possui cerca de 2000 M.a.

A atmosfera marciana é muito rarefeita, o que se deve às suas pequenas dimensões, que ori-ginam uma força gravítica pequena, incapaz de a reter.

 

 

Lua

 
 
A Lua é o satélite natural da Terra (corpo que descreve órbitas em torno de um planeta principal), de dimensões reduzidas quando comparada com a Terra.

A Lua não possui atmosfera, devido às suas reduzidas massa e força gravítica, nem água no estado líquido e, por este motivo, não tem erosão, pelo que a superfície lunar mantém-se inalterável. Devido à sua inactividade, a Lua parece ter preservado, em grande parte, as suas características primitivas. Por este motivo, estudando a Lua, podemos compreender um pouco da história da Terra.

O satélite da Terra preserva as marcas dos acontecimentos ocorridos antes da formação dos nossos continentes, constituindo uma memória daquilo que a Terra seria durante esse lapso de tempo.

A Lua e a Terra interactuam uma com a outra, influenciando as respectivas deslocações no Espaço. A duração do dia terrestre é determinada pela presença da Lua e as mudanças na posição da Lua em à Terra provocam alterações na duração do dia e dos meses lunares.

Entre a Terra e a Lua existe uma forte ligação gravitacional, pelo que são considerados, por alguns cientistas, como planetas duplos. A alteração da força da gravidade exercida pela Lua sobre a Terra determina a variação das marés dos oceanos. A força de atracção exercida entre a Terra e a Lua leva a uma diminuição da velocidade de rotação da Terra, o que origina um aumento da duração de horas do dia terrestre. Cada dia terrestre aumenta 0,0018 segundos por século. A tabela esquematiza mais algumas características da Lua.

A Lua possui a mesma origem que o seu planeta principal e formou-se sensivelmente ao mesmo tempo, segundo o mesmo ritmo de acontecimentos. A tabela 8 esquematiza a sequência dos principais acontecimentos que estiveram na origem e evolução da Lua.

A Lua, além dos mares e continentes lunares, possui ainda outras formações típicas da sua superfície, como é o caso das crateras de impacto, do rególito e dos mascons.

 
 
Crateras de Impacto

Apresentam forma circular e diâmetro variável e são depressões que se encontram dispersas, existindo quer nos mares quer nos continentes lunares. O rebordo das crateras é sobrelevado e no centro surgem formações cónicas resultantes das ondas de descompressão que se geram após os impactos. Nem todas as crateras foram ocupadas por magmas, apresentando-se muitas delas preenchidas por um material que foi fundido e fragmentado.

 
 
Mascons
São regiões rochosas de massa muito concentrada, localizadas nos mares lunares e detecta-das por anomalias gravimétricas. Admite-se que os mascons estejam relacionados com a ascensão de lava basáltica, de elevada densidade, proveniente do manto lunar, que preen-cheu depressões originadas pelos impactos de corpos celestes. O termo "mascons" é a abre-viatura do inglês mass concentrations.
 

Rególito

Cobertura de material sólido não consolidado que cobre a rocha subjacente, resultante de contracções e dilatações que experimentam os minerais lunares devido às grandes amplitudes térmicas que suportam. O rególito lunar é um material pulverulento, desde um pó fino até blocos de vários metros de diâmetro, solto, de cor acinzentada, com numerosas esferas vitrificadas que resultaram do arrefecimento de rocha fundida após um impacto meteorítico.

A Lua não tem erosão devido à ausência de atmosfera e de água no estado líquido, mas, no entanto, pode verificar-se a desagregação de rochas devido às grandes amplitudes térmicas.

A Lua possui uma variação diária de temperatura que pode ir dos -180 °C aos +120 °C. Esta variação de temperatura pode ocasionar a fracturação das rochas, tal como acontece a um copo que sai do forno e é colocado numa superfície fria. Os fragmentos originados por esta fragmentação térmica podem deslizar pelas encostas lunares, sendo estes os únicos efeitos de alteração da superfície lunar, além dos impactos de meteoritos e seus efeitos.

A ausência de alterações geomorfológicas na Lua permite que esta mantenha as característi-cas do momento da sua formação. A Terra, ao possuir agentes de erosão, vulcanismo activo, movimentos tectónicos, encontra-se em permanente mutação, pelo que não conseguimos observar as características da Terra primitiva. A Lua, pelo facto de ser contemporânea da

Terra e de não ter sofrido alterações, permite-nos obter dados sobre a Terra primitiva. Uma grande ajuda sobre a composição e a morfologia da Lua foi-nos fornecida pela ida do Homem à Lua, tendo sido possível, nessa altura, a recolha de material lunar.

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Bibliografia
 
http://www.apolo11.com/cometa_73p.php?posic=dat_20061019-082824.inc
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