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Daniela Lazzaro Julho 2007 C iências P lanetárias: C iências P lanetárias: um curso introdutório um curso introdutório.

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1 Daniela Lazzaro Julho 2007 C iências P lanetárias: C iências P lanetárias: um curso introdutório um curso introdutório

2 Aula 1: O Sistema Solar e sua formação Aula 2: Interiores e Superfícies Aula 3: Atmosferas e Magnetosferas Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar

3 Interiores e Superfícies 1.Estrutura interna 2.Superfícies a.Morfologia superficial Gravidade e rotação Atividade tectônica: estruturas, placas, vulcanismo Efeitos atmosféricos b.Crateras de impacto

4 Estrutura interna dos corpos do Sistema Solar Interiores não podem ser observados (Terra e Lua, ondas sismicas) Estimativa da estrutura interna requer: suposições quanto a composição equação de estado do material estrutura de T depende: fontes de energia mecanismos de transporte de calor mecanismos de perda de calor modelo observações

5 Tendo: massa, tamanho e forma densidade médiacomposição pequenos: gelo / alta porosidade ~ 1 g cm -3 grandes: hélio e hidrogênio <= 3 g cm -3 objeto rochoso > 3 g cm -3 ferro Tendo: tamanho, densidade, resistência do material e rotação sem rotação forma esférica Todo corpo tipo-fluido com rotação esferóide oblato estado de energia mínima deformável em tempos geológicos ( ~ milhões de anos) = plasticidade Forma depende de sua plasticidade + sua taxa de rotação figura de equilíbrio do efeito combinado gravidade + força centrifuga

6 equilíbrio hidrostático: determina-se P em qualquer ponto do planeta se conhecido Equações do interior fases dos materiais do interior, em função da T e P: energia livre de Gibbs A obtenção de valores empíricos é simples a baixas pressões mas os interiores planetários tem pressões e temperaturas muito altas difíceis de reproduzir em laboratório

7 Equação de estado: composição equação de estado é obtida a T ambiente e modificada por medidas a T e P maiores Relação pressão-densidade: baixas P: altas P: planeta incompressível se a pressão interna aumenta ao ponto dos elétrons se tornarem degenerados o tamanho do planeta diminui a medida que aumenta a massa estrelas anãs brancas abaixo mais massa aumenta o raio Existe limite: acima mais massa diminui o raio Júpiter está próximo do limite! Relação massa-raio:

8 Sismologia fornece informações sobre interior estudo da passagem de ondas plásticas no interior do planeta terremotos impactos de meteoritos explosões vulcânicas explosões não naturais (homem) se propagam no interior, refletidas e transmitias nas interfaces onde varia Oscilações na direção da propagação da onda Oscilações transversais à direção de propagação Compressão e rarefação do material Stress e rotação do material ondas P, ou Primárias ondas S, ou Secundárias

9 Terra Perfil de densidade Interface entre o manto sólido e o núcleo externo líquido Descontinuidade entre o núcleo externo líquido e o núcleo interno sólido Descontinuidade de Mohorovicic ou de Moho entre a crosta e o manto superior

10 Mercúrio: maior densidade uncompressed 60% metal campo magnético interior líquido Venus: interior quente devido a vulcanismo não tem magnetosfera núcleo rico em metais Marte: densidade 3, 9 e 3,8 (unc.) pouco metal núcleo (FeS) não tem magnetosfera Lua: pouco metal muito material do manto

11 Interior é governado pela pressão centro 100 x 10 6 bars, densidade 31g/cm (Terra: P = 4 x10 6 bar, ρ = 17g/cm 3 ) Nuvens: H, He gás Hidrogênio metálico H líquido eletrons livres comportamento metal Núcleo: rochas + gelos Fe, Si, O C, N, O, + H Planetas Gigantes

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13 Satélites

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15 Superfícies Crateras Vulcanismo Atividade tectônica Canais, montanhas

16 Morfologia superficial Gravidade e rotação Atividade tectônica Efeitos atmosfericos Superfícies modificadas Processos endogênicos Processos exognênicos Colisões

17 Gravidade e rotação corpo esféricocorpo oblato geóide Superfície equipotencial de uma elipse em rotação em torno do seu eixo menor Mapa de gravidade (geóide) da Terra

18 Topografia medida em relação ao geóide estrutura local (ex: montanha) sobrevive à gravitação dependendo da densidade e coesão do material Movimentos de deslizamento (downhill) são induzidos pela gravidade mas sua ocorrência depende da pendente comparada com o ângulo de repouso do material maior inclinação que determinado material suporta corpos pequenos com pequena gravidade podem manter uma forma não esférica depende material granulação quantidade de ar e água temperatura

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20 Atividade tectônica Estruturas tectônicas Movimentos da crosta deformações causadas por movimentos da superfície, inclusive aqueles causados por esticamento e compressão da crosta Muitos corpos apresentam evidências de movimentos da crosta devido ao encolhimento e/ou expansão das camadas superficiais causados pelo aquecimento e esfriamento nos primórdios Considere um planeta em formação como uma bola de magma quente e fluída as camadas mais externas estão em contato com o espaço frio ao redor esfriam primeiro por radiação do calor uma crosta fina é formada acima do magma quente. Enquanto a crosta esfria também afunda Convecção no manto pode mover ¨hot spots¨ a aquecer a crosta localmente levando à expansão local da crosta O interior esfria através de convecção e conducção com escapes vulcânicos em locais aonde crosta é fina e pode ser quebrada aumento do peso sobre a crosta pela lava provoca depressões locais

21 Lua: depressão de impacto preenchida por lava Vênus: depressões causadas pelo afundamento de bolhas causadas por aquecimento local e subseqüente esfriamento

22 Europa Miranda Calisto Enceladus Marte

23 Placas tectônicas 200Myr atrás só tinha um continente: Pangaea Desde então os continentes tem se separado e afastado:continental drift induzido pela tectônica de placas litosfera (crosta) consiste de ~10 grandes placas flutuando em cima da atenosfera Placas se movem uma em relação as outras ~ 20cm p/ano

24 movimento das placas causado por convecção no manto estrutura global de circulação com as placas se movendo em cima não se conhece a força que gera a conveçcão no manto 1. placas se afastam na cordilheira oceânica magma sobe nova crosta 2. placas colidem ou deslizam uma contra a outra gerando terremotos 3. quando uma placa oceânica e uma continental colidem a placa oceânica (mais pesada) vai para baixo aonde é novamente aquecida novas rochas metamórficas são formadas derretimento da crosta ocorre em um meio rico em água a solidificação deste novo magma resulta em rochas graníticas

25 ciclo no fundo dos oceanos ocorre numa escala de tempo de 10 8 anos Tectonismo de placas é observado apenas na Terra Mercúrio, Marte e Lua por serem pequenos, resfriaram muito rapidamente criando uma espessa litosfera Vênus parece mostrar algum indício de movimento lateral tectônico mas não associado a placas Crosta oceânica –formada: limites divergentes cordilheiras - destruída: limites convergentes crosta derretida ~= crosta formada ~60.000km cordilheiras ativas + taxa separação ~ 4cm/ano = 2 km 2 /ano crosta nova

26 Vulcanismo alguns corpos mostram indícios de vulcanismo passado hoje: apenas Terra e Io Explosões vulcânicas modificam: - superfície - recobrindo velhas estruturas e criando novas - atmosfera e clima Requisito para a atividade vulcânica: presença de um material quente e líquido, magma, abaixo da crosta Possíveis fontes de calor para criar o magma: (i)calor gerado durante a formação do planeta (ex: Terra) e através da continua diferenciação de material (ex: Saturno) (ii) interação de maré entre diversos corpos sólidos (ex: Io) (iii) nuclideos radiativos (fonte importante em todos os planetas terrestres)

27 atividade vulcânica é encontrada na borda entre duas placas tectônicas acima de plumes termais quentes do manto emissão de gás e vapor sem a erupção de lava ou material piroclástico marca os últimos estágios de atividade vulcânica

28 Sif Mons: vulcão escudo diâmetro ~ 500km altura ~ 3 km caldera ~ 40km Venus Gula Mons: ~4km caldera ~ 100km Domes: lava viscosa homogenea, ~ circulares, ~25km x ~2km

29 Olympus Mons 700km x 25km Marte

30 Tharsis Elysium lava flúida Planices vulcânicas hemisferio Norte

31 Largura ~ 300km Altura ~ 100km Enxofre!! Io Lua mare

32 Meteoritos HED

33 Efeitos atmosféricos Água, fluídos Ventos Reações químicas Deslizamentos com velocidade dependendo: viscosidade do fluído, terreno e gravidade Movimento de poeira dependendo: densidade, viscosidade, temperatura, composição e rugosidade do solo Interação entre atmosfera e superfície levando a processos de weathering (intemperismo) dependendo da composição da atmosfera e das rochas

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35 Marte: canais água 1. runoff múltiplos Terras-altas: pequenos chuva sinuosos 2. outflow largos Chryse Planitia: degelo longos

36 Mars Odyssey maio-2002

37 Europa: oceano abaixo da crosta Água líquida

38 Crateras de impacto Envolve a transferência instantânea de energia do projétil para o alvo se existir uma atmosfera o projétil é primeiramente observado como uma bola de fogo = bólide Velocidades típicas grandes meteoróides ~ 10 – 40 km s -1 cometas (longo) período ~ 75km s -1 Um meteoróide de níquel-ferro de ~30m impacta com uma energia ~10 23 ergs igual a um terremoto de magnitude 7.7 Ex.: Meteor Crater com um diâmetro ~1km e profundidade ~200m foi formado num minuto por um meteoro de níquel-ferro de ~30m de diâmetro

39 Formação da cratera Energia cinética relativa transferida no corpo através de ondas de choque no alvo Rápida seqüência de eventos: início projétil toca o alvo fim últimos fragmentos caem em torno da cratera Três estágios: Estágio de contato e compressão Estágio de ejeção ou escavação Estágio de colapso e modificação 1. Estágio de contato e compressão no projétil - velocidade típica de um meteoróide de rocha (ρ ~ 3 g cm -3 ) com um planeta tipo Terra = ~10km s -1 - velocidade de ondas sísmicas ~ alguns km s -1 Velocidade de impacto supersônica índice 0 não comprimido sem índice comprimido ρ densidade V volume p/ unidade de massa P 0 pressão na frente do choque P pressão atrás do choque v velocidade do choque v p velocidade da partícula atrás do choque E 0 energia interna p/ unidade de massa na frente do choque E energia interna p/ unidade de massa atrás do choque Propagação ondas de choque conservação de massa, momentum e energia (equações de Hugoniot)

40 onda de choque no ponto de contato comprime projétil e alvo grandes pressões rochas são comprimidas facilmente P >> Mbar e vaporizam quando subitamente de-comprimidas P > 600 kbar hemisfério de alta pressão centrado no ponto de contato material é pulverizado pela de- compressão devido à rarefação da onda jatos com velocidades de vários km p/seg. - jatos ocorrem ~ instantaneamente quando projétil toca alvo - impacto se propagando hemisfericamente dentro do alvo: onda sísmica Ondas de rarefação se formam atrás da onda de choque devido a presença de superfícies livres atrás do projétil (não sustentam altas pressões) onda de choque viaja através do projétil de- comprimindo o material até pressão ~zero projétil derrete ou vaporiza completamente devido a descompressão formando uma nuvem de vapor ou bola de fogo que escapa da cratera estágio de contato e compressão: t = ~ 1-100ms para meteoróides entre 10m e 1km tempo da onda de choque e subseqüente onda de rarefação atravessar o projétil

41 2. Estágio de ejeção ou escavação A nuvem de vapor expande adiabaticamente para cima e para fora punhado de gás a uma distância r é acelerado: densidade do gás Simultaneamente a onda de choque se propaga dentro do alvo enquanto se expande e se enfraquece Rochas e fragmentos escavados são jogados em trajetórias balísticas, quase parabólicas Devido à onda de rarefação o material se move para cima com velocidades dirigidas radialmente para fora do ponto de impacto

42 Fluxo escavado forma uma cortina de ejetas em forma de cone invertido - velocidades ~ 100m s -1 - lados da cratera se expandem até toda energia ser dissipada pela viscosidade ou levada pelos fragmentos ejetados - cratera resultante é várias vezes maior do que o projétil - a cratera é ~ hemisférica até a máxima profundidade ser atingida, depois cresce horizontal - material ejetado forma o lençol de ejeta até 1 ou 2 vezes o raio da cratera - fragmentos ejetados recaindo na superfície deslizam (raios) - morfologia do lençol de ejeta depende do material presente na superfície - alguns fragmentos formam crateras secundárias - raios brilhantes emanam das crateras maiores (material derretido do projétil) final do estágio de escavação: cratera transiente forma tamanho projétil tamanho velocidade composição ângulo de impacto gravidade superfície energia cinética projétil alvo

43 3. Colapso e modificação da cratera gravidade do alvo cratera é modificada relaxação do material comprimido no fundo da cratera fragmentos restantes deslizam p/ fundo e piso recebe empuxo para cima: pico central se pico central alto demais colapsa anel de picos bordas da cratera colapsam aumenta diâmetro enche o fundo forma terraços nas laterais processo de colapso = vários minutos modificação da morfologia da cratera = meses, anos, séculos

44 Caloris Basin 1400km largura anéis de montanhas 3km Crateras duplas Mercúrio

45 Venus multiplas crateras Terra Erosão: ventos chuva água terremotos vulcões, etc. homen!

46 Marte Yuty - 8km - splosh crater

47 Callisto: crateras em cadeia Phobos: tamanho limite Mimas: 120/400km Europa: sobre gelo Satélites Phobos

48 Asteróides

49 Cometas Wild 2 Stardust Tempel 1 Deep-Impact

50 Na falta de uma superfície... Shoemaker-Levy 9 - Descoberto: março Colisão: julho 1994

51 Aula 1: O Sistema Solar e sua formação Aula 2: Interiores e Superfícies Aula 3: Atmosferas e Magnetosferas Aula 4: As Diversas Populações do Sistema Solar


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