Formação do sistema solar

Hélder Giroto Paiva – Escola Portuguesa do Lubango
2 – A TERRA, UM PLANETA MUITO
ESPECIAL
1 – Formação do Sistema Solar
 Para se compreender o
processo de formação da
Terra, tem que se perceber
a formação do Sistema
Solar.
 Isto
porque os dois
fenómenos ocorreram ao
ao mesmo tempo.
1 – Formação do Sistema Solar
 Durante muito tempo tentou-se explicar a
formação do Sistema Solar tendo como base
teorias Catastrofistas.
 Algumas das ideias passavam por:
 Hipótese da colisão entre duas Estrelas;
 Hipótese da aproximação entre duas Estrelas.
1 – Formação do Sistema Solar
 Hipótese da colisão entre duas Estrelas

Segundo esta hipótese o Sol ter-se-á formado primeiro e sem planetas;

Existiria outra Estrela próxima do Sol;

A determinada altura as duas estrelas colidiram;

Como resultado da colisão teriam sido arrancados pequenos pedaços ao
Sol que ao condensarem deram origem aos planetas em seu torno.

Esta hipótese veio mais tarde a provar-se errada.
1 – Formação do Sistema Solar
 Hipótese da aproximação de duas
estrelas (Hipótese Chamberlain)

Tal como na hipótese anterior o Sol
formou-se primeiro, sem planetas;

Existiria outra estrela relativamente
próxima e muito maior que o Sol;

A dada altura as duas estrelas
aproximaram-se o suficiente para que
a gravidade da estrela maior puxa-se
algum material do Sol.

Esse material acabaria por condensar
e dar origem aos planetas.

Esta hipótese tem uma probabilidade
de 1 para 100.000.000.
1 – Formação do Sistema Solar
 Em 1755 surge uma nova
teoria pela mão de Immanuel
Kant;
 Esta é uma Teoria Gradualista
Uniformitarista;
 Segundo este, o Sistema Solar
teve origem numa nuvem de
gases e poeiras fria em turbilhão.
 Em
1796, Laplace, viria a
melhorar a teoria afirmando que
1 – Formação do Sistema Solar

Em 1796, Laplace, viria a melhorar a teoria
afirmando que:

A nuvem apresentaria um movimento
rotacional;

Como consequência da gravidade, foi-se
condensando (contraindo);

As partículas centrais da nuvem, ao
condensarem-se, deram origem ao Sol;

As outras partículas, lançadas pela força
centrífuga acabariam por dar riegem aos
planetas e restantes corpos.

Embora esta hipótese acabaria de tombar
perante as leis fundamentais da física.
1 – Formação do Sistema Solar
 Partindo das ideias
de Kant e Laplace
surge uma teoria
que
é
a
atualmente
aceite…
Teoria Nebular
1 – Formação do Sistema Solar
 Formação
primordial
de uma nuvem
 Rica em elementos pesados;
 Fria;
 Grandes dimensões;
 Constituída por gases e matéria
interestelar.
 Devido a força gravítica, a
parte central da nuvem
condensa e aquece, iniciando
um processo de aquecimento.
1 – Formação do Sistema Solar
 No núcleo da nebulosa a temperatura ter-se-
á elevado a milhões de graus, dando inicio a
reacções termonucleares de fusão nuclear.
 A velocidade de rotação aumentou ao longo
de milhares de anos o que achatou a nebulosa
ao ponto de ficar do tamanho de um disco.
 A maior parte do material da nebulosa
acumulou-se no centro dando origem ao Sol.
1 – Formação do Sistema Solar
 O restante material que não foi
incluído no Sol acumulou-se na
periferia:
 Nas regiões mais internas, e devido às
altas temperaturas, acumulou-se e
condensou-se material mais denso e
rochoso, o que deu origem aos planetas
telúricos ou terrestres.
 Nas regiões mais periféricas e devido às
baixas temperaturas, acumulou-se
material semelhante ao do Sol, dando
origem aos planetas gasosos e de
menor densidade.
1 – Formação do
Sistema Solar
 Os
planetas assim
formados acabariam
por descrever orbitas e
entrariam em equilíbrio
de forma a interferirem
o mínimo umas com as
outras.
1 – Formação do Sistema Solar
 A Teoria Nebular é actualmente a
aceite dado que se encontra de acordo
com as características do Sistema
Solar:
 Os planetas encontram-se, quase todos,
no mesmo plano equatorial;
 As orbitas são circulares (elipticas);
 Os planetas gasosos encontram-se na
parte exterior do sistema solar, e os
rochosos no interior.
1 – Formação do Sistema Solar
 Esta teoria explica a distribuição
dos planetas no Sistema Solar
 No
exterior devido às baixas
temperaturas o material que
condensou era rico em silicatos em
gelo.
 Uma vez que este material se
encontrava
em
grande
quantidade, mas distante do Sol,
não foi atraído para este.
 Formaram-se os planetas gigantes
ou gasosos, de grandes dimensões
e massa elevada, mas baixa
densidade.
1 – Formação do Sistema Solar
 No interior do Sistema Solar, os gases
e outros materiais menos densos
foram atraídos para o Sol, deixando
apenas os materiais mais densos
(silicatos e outros).
aglomeraram-se e deram
origem aos planetas interiores ou
terrestres que são mais pequenos,
com menor massa, mas de densidade
elevada.
 Estes
1.2 – Planetas e Pequenos Corpos do
Sistema Solar
 De acordo com a 26ª Assembleia Geral da União
Astronómica Internacional as categorias de
corpos do Sistema Solar foram reformuladas.
 Planetas Principais;
 Planetas Secundários;
 Planetas Anões;
 Pequenos Corpos do Sistema Solar
Sol

Trata-se de uma estrela de tamanho médio,
que ocupa a parte central do Sistema Solar;

Possui cerca de 99,86% da massa de todo o
Sistema Solar;

Encontra-se a aproximadamente 150
milhões de quilómetros da Terra (1 Unidade
Astronómica);

É considerada uma estrela em meia vida, com
cerca de 5000 milhões de anos

Existem cerca de 100 milhões de outras estrelas
da mesma classe na nossa galáxia.
Planetas principais
 Consideram-se planetas principais aqueles
que reúnam as seguintes características:

Um corpo que orbite em torno do Sol;

Apresente gravidade própria;

Forma arredondada;

Massa superior a 5x1050Kg;

Diâmetro superior a 800Km;

Apresente um orbita desimpedida de outros
planetas.
 Tal situação não se verifica em Plutão pelo que
este foi despromovido.
Planetas anões
 Corpo
celeste
semelhante a um
principal;
muito
planeta
 Orbita em torno do Sol;
 Possui forma arredondada;
 A
orbita pode
desimpedida;

não
estar
No caso de Plutão, a sua orbita
cruza-se com Neptuno.
 Não possuem força gravítica
própria, o que os impossibilita
de desviar pequenos corpos de
colidirem com estes;
Planetas anões
 Planetas anões que se situem
depois da Neptuno
denomina-se de…
Transneptunianos
´Éris
 Encontram-se
essencialmente
na Cintura de Kuiper;
 Apresentam
orbitas muito
excêntricas e inclinadas, o que
resulta em órbitas muito
demoradas.
Plutão
Planetas anões
 Alguns planetas anões localizam-se na Cintura de
Asteróides.
 É o caso de Ceres;
planeta anão orbitam numa zona onde pode
potencialmente colidir com muitos pequenos corpos
celestes.
 Este
Planetas secundários
 Os
planetas,
de
pequenas
dimensões, que giram em torno de
planetas principais são conhecidos
como planetas secundários, ou
satélites naturais.
Mimas
 Existem pelo menos 240 satélites
naturais conhecidos;
 Alguns são relativamente grandes Ganímedes
(algumas são mesmo maiores do que
planetas principais)
 Ganimedes, Titã, Io, Lua, Tritão.
 Outras
são
muito
(menores do que 5 km)
pequenas
 Muitas luas de Júpiter, Deimos e Fobos.
Fobos
Planetas secundários
 Júpiter
 66 satélites naturais
conhecidos.
 Ganímedes, Calisto; Io;
Europa…
 Saturno
 60 satélites naturais
conhecidos.
 Titã, Mimas, Encélado,
Tétis…
 Úrano
 27 satélites naturais
conhecidos.
 Miranda, Umbriel, Oberon,
Titânia…
 Neptuno
 13 satélites naturais
conhecidos.
 Tritão, Proteu,Larissa,
Galateia…
 Marte
 2 satélites naturais.
 Deimos e Fobos
 Terra
 1 satélite natural
 Lua
Planetas
 Todos
os planetas do Sistema
apresentam dois tipos de movimento:
Solar
 Movimento de Translação
 Movimento que os planetas principais efetuam em
torno do Sol.
 Movimento de Rotação
 Movimento que os planetas efetuam em torno do
seu próprio eixo.
Planeta
 A linha imaginária traçada pelos planetas ao
longo do seu movimento em torno do Sol
(translação) denomina-se de…
Órbita
 As órbitas dos planetas são elípticas e
algumas podem ser muito demoradas.
Movimento de Rotação
 A maior parte dos planetas
do
Sistema
Solar
apresentam um movimento
de rotação no sentido
inverso ao dos ponteiros.
Sentido Directo
 No
entanto
Vénus
apresentam um movimento
contrário, isto é, no sentido
dos ponteiros do relógio…
Sentido Retrógado
Planetas
 Do ponto de vista dimensional e físico os
planetas principais podem ainda ser divididos
em:
 Planetas menores, terrestres ou telúricos
 Mercúrio, Vénus, Terra e Marte.
 Pequenas dimensões;
 Elevadas densidades (material rochoso);
 Poucos satélites;
 Movimentos de rotação lentos;
 O interior destes planetas encontram-se organizados em
camadas.
 Quanto a localização podem ser classificados em
planetas interiores.
Planetas
 Planetas gigantes ou gasosos







Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno.
Grandes dimensões;
Baixa densidade;
Constituídos essencialmente por materiais gasosos;
Muitos satélites naturais;
Movimento de rotação rápido.
Quanto a localização podem ser classificados como
planetas exteriores.
Pequenos Corpos do Sistema Solar
 Os corpos celestes mais pequenos do Sistema
Solar podem dividir-se em três grandes
grupos:
 Asteróides
 Cometas
 Meteoróides
Asteróides
 Corpos
metálicos;
rochosos
e/ou
 Forma irregulares;
 Pequenas dimensões, apenas
220 apresentam dimensões
superiores a 100km;
 Obedecem às leis gerais do
movimento dos planetas.
Asteróides
 De acordo com as suas órbitas
podem ser agrupados em:
 Cintura de Asteróides – localizam-se
entre Marte e Júpiter
 Asteróides
próximos da Terra –
apresentam órbitas muito elípticas e
que interceptam a orbita da Terra,
pelo que se podem aproximar
perigosamente do planeta.
 Asteróides Troianos – movimentam-
se ao longo da órbita de Júpiter;
 Asteróides Centauros – orbitam na
zona externa do Sistema Solar.
Cometas
 Na
antiguidade
os
Cometas eram vistos como
um prenúncio de desgraça;
 Terão sido dos primeiros
corpos celestes a serem
descobertos pelo Homem;
 O seu nome deriva do
Grego
“Komê”,
significa
“cabelos
cabeça”.
que
da
Cometas
 Pequenos corpos com diâmetro
compreendido entre 100m e
40km;
 Orbitam em torno do Sol, com
órbitas muito excêntricas;
 Os cometas podem ter origem
na Cintura de Kuiper ou na
Nuvem de Cometas de Oort.
Cometa

Os cometas são corpos rochosos ricos em gelo;

Quando se aproximam do Sol o cometa aquece
e o gelo evapora violentamente dando o
aspecto conhecido dos cometas:

Núcleo – parte rochosa do cometa;

Cabeleira – parte brilhante e interior do cometa, que
resulta da vaporização do gelo do núcleo;

Cauda – parte mais visível do cometa que pode
atingir milhões de quilómetros.
Meteoróides
 Da
colisão entre asteróides ou da
fragmentação de cometas podem formar-se
pequenas partículas rochosos de várias
dimensões, que se designam de…
Meteoróides
 Por vezes estes corpos são puxados pela força
gravítica da Terra e iniciam a sua descida
através da atmosfera.
Meteoróides
 Normalmente, e devido as
suas reduzidas dimensões, os
meteoróides
são
completamente
desgastados pelo atrito entre a
atmosfera e a partícula.
 Nestes casos forma-se um
rasto luminoso na atmosfera
que termina quando toda a
partícula está desgastada.
 Como o meteoróide não chega
a atingir a superfície da Terra
adquirem o nome de meteoros
ou estrela cadente
Meteoróides
 Os fenómenos de Chuva de Estrelas
são frequentes.
 Resultam normalmente da passagem
da Terra por zonas onde antes
passaram cometas, como tal,
intercepta os fragmentos deixados
pela cauda dos cometas.







Perseides (Agosto)
Leónidas (Novembro)
Oriónidas (Outubro)
Geminídas (Dezembro)
Lirídeas (Abril)
Eta Aquarídeas (Abril)
Giacobinidas (Outubro) em 1933 foram
observadas 20.000 por hora.
Meteoróides
 Ocasionalmente os meteoróides
são grandes o suficiente e
resistem ao desgaste da
atmosfera.
 Nessas situações podem colidir
violentamente com a superfície
e como tal denominam-se de
meteoritos.
 A cratera vai depender do tipo
de material do meteorito e das
dimensões.
Meteoróides
 Os meteoritos, de acordo com a sua
composição são classificados em:
 Sideritos;
 Siderólitos;
 Aerólitos.
1.3 – Terra – acreção e diferenciação
 Há cerca de 4600 milhões de
anos iniciou-se o processo de
formação da Terra.
 As
pequenas partículas –
planetesimais
que
rodeavam o Sol começaram a
aglutinar-se.
 Por ação da gravidade os
planetesimais
atraíram-se
uns aos outros acabando por
colidir e agregar.
 A este processo dá-se o nome
de Acreção.
Formação da Terra
 À
medida que a
acreção ia ocorrendo,
a Terra ia crescendo
em
tamanho,
formando-se
um
protoplaneta.
 Baixa densidade;
 Composição
heterogénea,
mas
disposição homogénea
dos constituintes.
Formação do Planeta
 As consecutivas colisões de
planetesimais
contra
o
protoplaneta libertaram uma
elevada quantidade de energia
sobre a forma de calor.
 Além
disso os elementos
presentes
radioativos
libertaram
grandes
quantidades de calor durante o
processo decaimento.
 Todo esse calor acabou por
fundir todos os materiais do
protoplaneta.
Formação do Planeta
 Dessa forma os materiais mais densos como o ferro e o
níquel afundaram-se em direcção ao centro do planeta.
 Por seu lado os silicatos, menos densos, emergiram
para a superfície.
 Iniciou-se assim um processo de diferenciação.
Formação da Terra

Com o passar do tempo a superfície da
Terra foi arrefecendo e dessa forma os
materiais foram solidificando, formando
uma pequena capa quebradiça…
Crusta primitiva

Esta crusta, ainda muito frágil, foi
quebrada e perfurada pelo continuo
impacto de meteoritos, permitindo a
saída do material ainda fluido que se
encontrava por baixo.

Desta forma a crusta primitiva foi sendo
coberta por vastos lençóis de lava que ao
solidificar deram origem à crusta actual.

Esta crusta mantém-se a flutuar pois é
menos densa que o material que se
encontra logo abaixo.
Formação da Terra

Pensa-se que a crusta primitiva
tenha sido totalmente reciclada
e que o único mineral que
resistiu a esse processo tenha
sido o zircão.

A primeira atmosfera que a Terra
teve formou-se a partir dos
gases que capturou da nebulosa
solar primitiva, no entanto os
ventos solares acabariam por a
remover.

Mais tarde por ação do
vulcanismo, foram libertados
grandes quantidades de gases
(CO2, N2, H2O; CH4 e NH4 mas
sem O2)que viriam a formar a
atmosfera atual.
2 – A Terra e os planetas telúricos

Os planetas telúricos ter-se-ão formados todos ao mesmo tempo.

Numa primeira análise parecem-se muito uns com os outros:








Tamanho;
Massa;
Densidade;
Número de satélites naturais;
Período de rotação;
Período de translação;
Composição;
Estrutura interna.
Métodos utilizados na Geologia
Planetária

O estudo dos Planeta, que não a Terra,
representa um problema logístico dado que
não nos encontramos nesses locais.

Muitas vezes os estudo têm que ser feitos
remotamente.

Entre as Ciências encarregues pelo estudo
dos planetas há a salientar:






Física;
Química;
Geografia;
Topografia;
Óptica.
E obviamente a Geologia, pois os planetas de
maior interesse no momento são os planetas
Telúricos.
Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 Os parâmetros mais estudados pela Geologia
Planetária são:
 Estrutura interna dos Planetas.
 Mediante o estudo da densidade, campo
gravitacional e magnético, sismologia, temperatura
e meteoritos.
Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 Composição
 Fazendo análises locais…
 ou espectrais remotas.
Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 Cronologia relativa
 Ou
mesmo
radiométricos.
absoluta
usando
métodos
Métodos utilizados na Geologia
Planetária
 O estudo das formas e morfologias presentes nos
planetas é feito por comparação com estruturas
existentes na Terra.
 Compreendendo a formação na Terra é possível
indagar os processos de formação nos restantes
planetas.
 Teoria Uniformitarista
 Assim distinguem-se as seguintes estruturas:
 Endógenas;
 Exóticas;
 Exógenas.
Estruturas endógenas
 Resultam da ação de processos e forças que
atuam no interior dos planetas:
 Dobras;
 Falhas;
 Fissuras;
 Cones vulcânicos;
 Filões…
Estruturas exógenas
 Resultam de processos que ocorrem na
superfície do planeta:
 Rios
 Dunas;
 Ravinamentos.
Estruturas exóticas
 Resultam de processos exteriores ao planeta:
 Crateras de impacto;
Planetas Telúricos, sua classificação
geológica
 Os planetas telúricos podem ser classificados
em:
 Geologicamente ativos
 Planetas nos quais é possível observar ou detetar
sinais de dinâmica externa e/ou interna, tais como,
erupções vulcânicas, sismos, escorrência de água.
 Geologicamente inativos
 Planetas que não reúnam as características
anteriores são considerados inativos.
O caso da Terra
 É um planeta geologicamente ativo,
que ao nível
exógeno.
endógeno
como
 A
energia necessária para a
atividade geológica interna provém:

Radioactividade – o material rochoso
que constitui a Terra é rico em material
radioactivo, o seu decaimento liberta
grandes quantidades de energia.

Efeitos das marés – a combinação das
posições da Terra, Sol e Lua interfere
nos campos gravíticos destes astros. Na
Terra este efeito origina ciclos
alternados de contrações e de
dilatações com consequente libertação
de energia.
O caso da Terra
 Bombardeamento primitivo –
durante a fase de acreção, as
colisões continuas aqueceram
o planeta ao ponto de fundir
toda a rocha, esse calor ainda
subsiste.
 Contração
gravitacional –
durante
a
fase
de
diferenciação os materiais
envolventes do núcleo foram
atraídos em direção ao
centro da Terra. Este processo
implicou um aumento de
pressão e consequentemente
a temperatura. Neste caso a
força gravítica transformou-se
em energia térmica.
O caso da Terra
 Por sua vez, a energia necessária
para a atividade geológica externa
provém:

Sol – é Sol o responsável pelos
agentes de erosão e que modelam a
superfície da Terra.

Atividade
vulcânica
–
essencialmente ao nível dos rifts, pois
o calor ai libertado aquece a água do
mar que por sua vez condiciona o
aquecimento da atmosfera e toda
uma série de alterações climáticas.

Impactismo
–
embora
muito
reduzidos, os impactos de corpos
celestes ainda hoje ocorrem, estes
fenómenos modelam na actualidade
a superfície da Terra.
Restantes planetas Telúricos
 Atualmente, Mercúrio e Marte
são considerados inativos do
ponto de vista geológico.
 Vénus por seu lado apresenta
atividade
vulcânica
e
eventualmente sísmica pelo
que
é
considerado
geologicamente ativo.
2.2 Sistema Terra-Lua, um exemplo
paradigmático
 Entre a Terra e a Lua
existe
interação
gravitacional.
 Pelo
forte
que
os
se
investigadores
referem
a
estes
planetas
como
planeta duplo.
Terra-Lua
 A força gravítica da Lua sobre a
Terra é tal que gera as marés;
 Diminui a velocidade de rotação da
Terra em cerca de 0,0018 segundos
por século.
 O efeito das marés leva a que a Lua
se afaste da Terra cerca de 3,8 cm
por ano.
 Dá origem a que a rotação da Lua
seja síncrona com a sua translação.
A Lu a é o "nosso " sat elite, l..ltf l pou co a noss a se
gurida casa no espaço. o se gundo objecto mais
bri' ante nos céus.
Relativamen[e à genese d a Lua , os dados mais re
centesr obtidos oel.a anãlis.e das rochas lu nares, c on
duziram-lílos ã teorija hoje mais ge ai ente ace"te: a
do i pacto. Estra teona supõe que a 1 erra e ocou
r:om u obje c:t o pelo meri o;, j o Qr onde como
M.:Jrte_tenóo- e formcido ci LuJ ._,pJr ir o ci eriJl enttlo ejec .:too dJ Ter
r;J,
A sua prox·m·da de da Terra [ern média 3BQ. 00 l< rn} fez c om que f osse o
pri eiro objecto da exploração planetária. Foi o primeiro objec to extrater
restre onde pousou uma sonda [a sonda soviétic a Luna 2 . ern 1959] e. claro.
atê ao orn e to_ o Cinic o ci )er vi sit.tJdo por ·)ere·) num anos.. Foi t mbém o
único objer to i::d i:Jterrest re o d e )e co her am a mos r e solo s. e roc has
(um .ot a' de 382 kg' , depois. tr a?idas pa ri:t ;:u1ã ise ai a a Te ra, onde. 30 21rios
dep oii.: , contirr-u':i
a ser estudadas.
1 tlluto GeafTlca dá UnlJJe.rsJdade de Calmbra (adapTáda)
l.
Como s.eria a Te rra se a L a nunca ivesse ex1s ido?
Lua
 Temperatura
 -200ºC a 130ºC.
 Ausência de atmosfera
 Devido a sua reduzida massa.
 Erosão quase inexistente
 Devido a inexistência de vento ou água
no estado líquido.
 Trata-se por isso de um planeta
geologicamente inativo.
Mares lunares – Regiões
planas, mais escuras,
constituídas por basaltos.
Continentes lunares –
Regiões mais claras e
escarpadas, refletem mais
luz e são constituídas por
anortosito.
Crateras lunares – resultam
do impacto de corpos
celestes, visíveis que nos
mares
como
nos
continentes.
Lua, um fóssil

As rochas mais antigas da Terra datam de à
3800 M.a., logo não há forma de conhecer o
que se passou nos 800 M.a. Inciais.

No entanto a Lua permite-nos isso pois…

Dado
que
a
Lua
se
encontra
geologicamente inativo e que não
ocorrem fenómenos de erosão, considerase um “fóssil” do Sistema Solar.

A origem da Lua é controversa, existindo
vária teorias explicativas quanto à sua
formação:

Pode ter sido capturada pela força gravítica da
Terra;

Pode ter-se formado a partir de uma colisão da
Terra e um planeta menor.
Lua
 A Lua é o único corpo celeste realmente
visitado pelo Homem…
3 – A Terra, um planeta único a
proteger
 Área total: 510x106Km2

Área dos Continentes:
 148x106Km2

Área dos Oceanos:
 362x106Km2
Continentes
 Constituídos
essencialmente por rocha
granítica;
 Representa uma pequena
parte da crusta terrestre,
cerca de um terço;
 Distribuição irregular;
 65% no hemisfério Norte.
65%
35%
Continentes
 Quanto a geologia e morfologia é possível
distinguir três elementos característicos:
 Escudos
 Plataformas
 Cadeias montanhosas
Escudos
 Também
como cratões;
conhecidos
 Extensas
áreas
continentais com idades
superiores a 600 M.a.;
 Com
história geológica
muito variada:




Dobras;
Falhas;
Intrusões graníticas;
Áreas de metamorfismo.
Plataformas
 Os cratões são regiões aplanadas que podem ser
recobertos por sequências sedimentares de
origem marinha;
 Podem atingir vários quilómetros de espessura.
Cadeias Montanhosas
 As cadeias montanhosas são zonas de
grande relevo;
 Resultam de processos que envolvem,
geralmente, de orogenia:
 Colisão de placas litosféricas;
 Atividade magmática;
 Atividade metamórfica.
 Estas regiões de crusta continental
podem em tempo ter correspondido em
tempos a bacias de sedimentação que
se localizavam entre dois continentes.
Orogenia
 Quando ocorre a colisão entre placas podem surgir duas
situações:
 Colisão entre placa oceânica – placa continental
 Nesta situação a placa mais densa mergulha por debaixo da menos
densa, dando origem a subducção.
 Colisão entre placas continentais
 Por vezes a subducção também ocorre entre duas placas continentais.
Inicialmente ocorre deformação das rochas, essencialmente dobras, e
posteriormente pode ocorrer transporte de massas rochosas, aquilo a
que chamamos carreamento.
 Em ambas as situações é comum ocorrer fenómenos de
metamorfismo e eventualmente fenómenos de vulcanismo por
fusão da rocha das placas.
Orogenia
 Quando as cadeias montanhosas ficam expostas aos
agentes erosivos, os sedimentos depositam- se nas
plataformas continentais ou fundos dos oceanos,
transformando-se em material que irá ser submetido a
outra fase orogénica.
 Desenvolvem-se assim ciclos orogénicos.
Oceanos
 Os oceanos cobrem cerca
de 75% da superfície
terrestre.
 São o principal reservatório
de água do planeta.
 Só o Oceano Pacífico
corresponde a mais de
metade da área oceânica
total.
Oceanos
 Tal como nos continentes é possível distinguir
diferentes regiões nos fundos oceânicos:
 Plataforma continental;
 Talude Continental;
 Planície Abissal;
 Crista Médio Oceânica;
 Fossas Oceânicas.
Oceanos
1– Fossa oceânica;
2 –Rifte ou Rift;
3– Crista Médio-Oceânica;
4 – Planície abissal;
5 – Plataforma continental;
6 – Talude Continental.