ENS - 5319

Professor: Masato Kobiyama

Elaborao: Fabiane Tasca

Apresentao

Onde buscar no futuro a gua imprescindvel sobrevivncia? Onde e como obter o ar respirvel?

Onde plantar alimentos se os solos so rapidamente erodidos, simplesmente porque no existem rvores

que possam atenuar o impacto das chuvas? A esperana de que nossa alimentao estaria nos mares vai

sendo desfeita. Aos poucos, as praias se tornam imprprias ao banho. O lixo atmico, os acidentes com os

petroleiros e poluentes qumicos despejados todos os dias no mar no asseguram um bom futuro para

aquela fonte de riquezas. importante que todos os profissionais que atuam no campo das Engenharias-

da Biologia, da Geologia, Cincias Naturais, Geografia, Sanitria, Ambiental e todas demais reas,

conheam as leis naturais que regem o nosso planeta, a fim de trabalhar em harmonia com elas.

Na disciplina de Geologia Aplicada a Engenharia Sanitria e Ambiental ENS 5319-

estudaremos desde o processo de formao dos solos e do universo at a formao dos furaces. Veremos

um vasto contedo no intuito de entender a natureza dos fenmenos, seus porqus e para qus; ao mesmo

tempo em que instigaremos o aluno a formular novas indagaes e questionamentos, enriquecendo nossa

disciplina.

Esta disciplina composta por aulas prticas (campo e viagens), tornando-se fundamental ao

aluno o interesse por trabalhos de campo, bem como possuir uma boa capacidade de observao e

interpretao. Ao final do curso o aluno dever ser capaz de observar, calcular e analisar os componentes

(minerais, rochas, solos, guas, etc.) do Geossistema e seus comportamentos, considerando o tempo

geolgico.

O engenheiro sanitarista e ambiental atua, tambm, junto ao meio ambiente e talvez seja o

profissional mais preparado para gerenciar essa rea. Da mesma forma que descobre depsitos minerais

cuja extrao, eventualmente, vai prejudicar o meio ambiente, o profissional que est preparado para

propor aes mitigadoras ou corretivas.

A presente apostila foi desenvolvida pela equipe do Laboratrio de Hidrologia- Labhidro- da

Universidade Federal de Santa Catarina com objetivo de tornar-se uma ferramenta auxiliar disciplina de

Geologia aplicada Engenharia Sanitria e Ambiental. Esperamos que o estudo dela seja to prazeroso a

voc, estudante, como foi para ns t-la desenvolvido.

Bons estudos!

Atenciosamente

Masato Kobiyama

Um homem precisa viajar. Por sua conta, no por meio de histrias,

imagens, livros ou TV. Precisa viajar por si, com seus olhos e ps, para

entender o que seu. Para um dia plantar as suas prprias rvores e

dar-lhes valor. Conhecer o frio para desfrutar o calor. E o oposto.

Sentir a distncia e o desabrigo para estar bem sob o

prprio teto.Um homem precisa viajar para lugares que no conhece para

quebrar essa arrogncia que nos faz ver o mundo

como o imaginamos, e no simplesmente como ou pode ser.

Que nos faz professores e doutores do que no vimos,

quando deveramos ser alunos, e simplesmente ir ver.

Amyr Klink- (Mar sem Fim, 2000)

Sumrio

1 INTRODUO .................................................................................................................................... 7

1.1 O que a Geologia .......................................................................................................................... 7

1.2 A Geologia Ambiental e a Geologia da Engenharia ...................................................................... 7

2 UNIVERSO ........................................................................................................................................... 9

2.1 Como Nasceu o Universo ............................................................................................................. 10

2.1.1 Cronologia na criao do Universo ....................................................................................... 10

2.2 Estrutura do Universo ................................................................................................................... 13

2.2.1 Via Lctea .............................................................................................................................. 13

2.2.2 Sistema Solar ......................................................................................................................... 15

2.2.3 Sol .......................................................................................................................................... 15

2.2.4 Planetas .................................................................................................................................. 17

2.2.5 Planetas anes ........................................................................................................................ 18

2.2.6 Luas ........................................................................................................................................ 18

2.2.7 Corpos menores ..................................................................................................................... 19

2.2.8 O Planeta Terra ...................................................................................................................... 20

3 MINERAIS .......................................................................................................................................... 33

3.1 Propriedades Qumicas ................................................................................................................. 33

3.2 Propriedades Fsicas ...................................................................................................................... 35

3.3 Minerais mais comuns .................................................................................................................. 37

4 ROCHAS ............................................................................................................................................. 44

4.1 Natureza das Rochas ..................................................................................................................... 44

4.2 Rochas gneas ou Magmticas ...................................................................................................... 47

4.2.1 Principais Rochas gneas ....................................................................................................... 49

4.3 Rochas Sedimentares .................................................................................................................... 50

4.3.1 Rochas Sedimentares Clsticas .............................................................................................. 51

4.3.2 Rochas Sedimentares Orgnicas ............................................................................................ 53

4.3.3 Litificao (ou diagnese) ..................................................................................................... 54

4.4 rochas Metamrficas ..................................................................................................................... 54

4.4.1 Classificao de metamorfismo ............................................................................................. 55

4.4.2 Estruturas das Rochas Metamrficas ..................................................................................... 57

4.4.3 Classificao das Rochas Metamrficas ................................................................................ 58

4.4.4 Principais Rochas Metamrficas ........................................................................................... 58

4.5 Onde as rochas so encontradas ? ................................................................................................. 60

5 Processos internos e seus efeitos ........................................................................................................ 64

5.1 Placas TectnicaS e Deriva Continental ....................................................................................... 64

5.1.1 Pangia ................................................................................................................................... 67

5.2 Orognese...................................................................................................................................... 68

5.2.1 Dobramentos .......................................................................................................................... 70

5.2.2 Falhamentos ........................................................................................................................... 72

5.2.3 Vulcanismo ............................................................................................................................ 74

5.2.4 Terremoto .............................................................................................................................. 78

5.3 Epirognese ................................................................................................................................... 79

5.3.1 Teoria da Isostasia ................................................................................................................. 80

5.3.2 Modelo de Airy ...................................................................................................................... 81

5.3.3 Anomalias Isostticas (Anomalias gravimtricas) ................................................................. 81

5.3.4 Glacio-isostasia ...................................................................................................................... 82

5.4 Origens das montanhas ................................................................................................................. 83

5.4.1 Montanhas de domo ............................................................................................................... 84

5.4.2 Montanhas de blocos de falhamento ...................................................................................... 84

5.4.3 Montanhas de Dobras ............................................................................................................ 84

5.4.4 Montanhas vulcnicas ............................................................................................................ 85

5.4.5 Montanhas Brasileiras ........................................................................................................... 86

6 Intemperismo ...................................................................................................................................... 89

6.1 Intemperismo fsico....................................................................................................................... 90

6.2 Intemperismo qumico .................................................................................................................. 90

6.3 Intemperismo e sedimentao ....................................................................................................... 92

6.4 Importncia dos sedimentos em ecologia e na engenharia hidrulica: ......................................... 93

7 Solos ..................................................................................................................................................... 94

7.1 Perfil e horizontes ......................................................................................................................... 95

7.2 Os Diferentes Tipos de Solos ........................................................................................................ 96

7.3 Mapas Pedolgicos ....................................................................................................................... 97

7.3.1 Elaborao dos mapas pedolgicos ....................................................................................... 97

7.3.2 Utilizao dos levantamentos de solos em Geologia de Engenharia ..................................... 98

8 As paisagens: Interao da Tectnica e do Clima ......................................................................... 100

8.1 Topografia, elevao e relevo ..................................................................................................... 100

8.2 Gerao de Curvas de Nvel ........................................................................................................ 102

8.2.1 Caractersticas das Curvas de Nvel .................................................................................... 103

8.2.2 Normas para o Desenho das Curvas de Nvel ..................................................................... 105

8.2.3 Principais Acidentes Geogrficos Naturais: ........................................................................ 108

9 Processos externos e seus efeitos ..................................................................................................... 111

9.1 gua ............................................................................................................................................ 111

9.1.1 Distribuio das guas ........................................................................................................ 111

9.1.2 Ao Geolgica das guas .................................................................................................. 115

9.2 Vento ........................................................................................................................................... 120

9.2.1 Principais ventos .................................................................................................................. 123

9.2.2 Transporte Elico ................................................................................................................. 125

9.2.3 Eroso Elica ....................................................................................................................... 131

9.3 Gelo ............................................................................................................................................. 133

9.3.1 Ao Erosiva das Geleiras ................................................................................................... 133

9.3.2 Glaciaes ............................................................................................................................ 135

9.3.3 Eroso Glacial ...................................................................................................................... 136

9.4 Gravidade .................................................................................................................................... 137

9.4.1 Causas do Movimento de Massa ......................................................................................... 138

9.4.2 Classificao dos Movimentos de Massa ............................................................................ 138

9.4.3 Leitura Complementar: Tirando o natural do desastre natural ............................................ 145

9.4.4 Deslizamentos que matam: veja se voc e a sua famlia correm perigo [16]

........................ 145

10 Geologia do Brasil ............................................................................................................................ 152

10.1 Geologia de Santa Catarina ......................................................................................................... 155

10.1.1 Complexo Granultico de Santa Catarina ............................................................................ 155

10.1.2 Complexo Tabuleiro ............................................................................................................ 156

10.1.3 Complexo Metamrfico Brusque ........................................................................................ 156

10.1.4 Grupo Itaja .......................................................................................................................... 156

10.1.5 Sutes Intrusivas Granticas ................................................................................................. 156

10.1.6 Supergrupo Tubaro ............................................................................................................ 157

10.1.7 Grupo Passa Dois ................................................................................................................. 158

10.1.8 Grupo So Bento .................................................................................................................. 159

10.1.9 Sedimentos Cenozicos ....................................................................................................... 159

1 INTRODUO

A terra ensina-nos mais acerca de ns prprios do que todos os

livros. Porque ela nos resiste. (Antoine de Saint-Exupry)

1.1 O QUE A GEOLOGIA

Geologia, do grego - (ge-, "a terra") e (logos, "palavra", "razo"), a cincia que tem

como objeto o estudo do planeta Terra- sua composio, estrutura, seus processos internos e externos,

propriedades fsicas, histria e os processos que lhe do forma. uma das cincias da Terra. Dedica-se,

principalmente, ao entendimento do que ocorre ou ocorreu abaixo da superfcie da Terra, mesmo que,

para isso, tenha que buscar elementos nos fenmenos que esto ocorrendo sobre a superfcie. O campo de

atividade da Geologia , por conseguinte, a poro da Terra constituda de rochas que, por sua vez, so as

fontes de informaes. Entretanto, a formao das rochas decorre de um conjunto de fatores fsicos,

qumicos e biolgico, de onde os interesses se entrecruzam repetidamente. objeto da Geologia Geral o

estudo dos agentes de formao e transformao das rochas, da composio e disposio das rochas na

crosta terrestre.

1.2 A GEOLOGIA AMBIENTAL E A GEOLOGIA DA ENGENHARIA

O Homo sapiens do Quaternrio. Os vestgios de sua civilizao,

representados por fsseis, utenslios e pinturas rupestres so encontrados

em todos os continentes, evidentemente a partir dos perodos em que os mesmos foram ocupados. O

homem foi evoluindo em forma, constituio e habitat, deixando de ser nmade para se tornar sedentrio,

trocando a posio de coletor de alimentos para virar produtor, com as atividades de pastoreio e

agricultura. Tornou-se assim o mais novo e intenso agente modificador do ambiente, o que permitiu seu

enorme crescimento populacional, que nos ltimos 100 anos, principalmente, exerceu forte presso sobre

o meio ambiente, interferindo, acelerada e intensamente, nos processos naturais.

Desta forma, o homem contribuiu para modificar o regime de escoamento, infiltrao e

evapotranspirao das guas das chuvas, provocando a acelerao dos processos erosivos dos solos, a

desertificao, salinizao e a diminuio da infiltrao dgua na recarga dos aqferos, dentre outros

impactos que estabelecem relaes negativas. Por outro lado, tambm recupera reas degradadas ou as

ocupa com critrios adequados. Essas relaes do homem com seu habitat so estudados por dois ramos:

Geologia Ambiental: ramo da Ecologia que trata das relaes entre o homem e seu habitat

geolgico; ela se ocupa dos problemas do homem com o uso

da terra - e a reao da terra a este uso. A Geologia Ambiental

inclui os ramos tradicionais da Geologia de Engenharia e da

Geologia Econmica, ou uma pequena parte desta ltima,

referente aos recursos minerais. (FLAWN, P.T.; 1970.

Environmental Geology. New York: Harper & Row Pub.

Prefcio).

Geologia de Engenharia (antiga Geologia Aplicada):

Cincia dedicada investigao, estudo e soluo de

problemas de engenharia e meio ambiente, decorrentes da

interao entre a Geologia e os trabalhos e atividades do

homem, bem como previso e desenvolvimento de medidas

preventivas ou reparadoras de acidentes geolgicos

(Associao Brasileira de Geologia de Engenharia ABGE).

Os conhecimentos de geologia de engenharia tero uma funo diferente conforme sejam usados

por um engenheiro ou por um gelogo (Figura 1). Aquele dever ter conscincia dos problemas que

podero advir do terreno sobre o qual constri sua obra (condicionamentos geolgicos), dos problemas

que a obra poder criar, saber solicitar os levantamentos geolgicos necessrios e interpret-los. O

gelogo dever ter conscincia dos problemas que as condies geolgicas podem trazer para a

construo, para adaptar essa investigao a essas necessidades. Assim, vivendo as contradies

de sua evoluo, o homem impe ao Planeta as conseqncias de suas escolhas. A Geologia de

Engenharia uma das ferramentas tcnico- cientficas teis ao discernimento das escolhas mais acertadas

a uma transformao adequada do meio ambiente.

Referncias:

MACIEL FILHO, C. L. Introduo geologia de engenharia. Brasilia: CPRM; Santa Maria, RS: Ed. da

UFSM, 1994. 283p.

TEIXEIRA, W. Decifrando a terra. So Paulo: Companhia Ed. Nacional, 2008, 558p

OLIVEIRA, A. & BRITO, S. Geologia de engenharia. So Paulo: ABGE, 1998. (impresso 1999) 587p.

Figura 1: O Gelogo, Pintura do sc. XIX por

Carl Spitzweg.

2 UNIVERSO

Quero saber como Deus criou este mundo. No estou interessado

neste ou naquele fenmeno, ou no espectro deste ou daquele

elemento. Quero conhecer seus pensamentos, o resto so

detalhes. (Albert Einstein)

Muitos foram os seres humanos que dedicaram as suas vidas ao estudo das cincias e da

descoberta da origem do Universo (do latim universus, "todo inteiro", composto de unus e versus). Dentre

as principais descobertas e teorias desenvolvidas para elucidar a origem do Universo, podemos citar:

1914 Albert Einstein enuncia a Teoria da Relatividade, mostrando a equivalncia entre matria e

energia. E = m.c

1917 O astrnomo holands Willen de Sitter demonstra de forma terica que o Universo est em

expanso.

1927 O astrnomo belga Georges Lemaitre sugere que, inicialmente, toda a matria do Universo

estava concentrada em um nico lugar: o ovo csmico ou tomo primordial.

1929 Edwin Hubble, baseado em suas observaes, enuncia sua famosa lei segundo a qual a

velocidade com que uma galxia se afasta de ns est relacionada com a sua distncia at ns, e, portanto,

com o tempo. Esta foi a primeira evidncia da expanso do Universo.

1950 Herman, Gamow e Alpher propem a Teoria do Big-Bang (nome sugerido por Hoyle para

o evento que d incio ao Universo).

1965 Os fsicos americanos Arno Penzias e Robert Wilson detectam a radiao csmica de

fundo, equivalente radiao emitida por um corpo negro a uma temperatura de 2,7K. Essa descoberta da

radiao csmica de fundo parece evidenciar duas coisas: a existncia do big-bang, sendo esta radiao de

fundo proveniente da transformao de massa em energia radiante, um resduo do big-bang que deu

origem ao Universo, e ainda que 2,7K seria a temperatura atual do Universo considerado como um todo

(uma espcie de temperatura mdia do Universo), o que j tinha sido previsto por George Gamow (1904-

1968) em 1948.

2.1 COMO NASCEU O UNIVERSO

Por meio do conhecimento existente sobre a matria e energia, radiaes, partculas elementares e

fazendo uso dos recursos da Fsica terica, incluindo modelagens e simulaes, os cientistas

reconstituram com grande preciso as etapas sucessivas ao Bing Bang, que a teoria mais aceita no que

se refere origem do universo.

A Teoria do Big-Bang (Figura 2.0) admite que o Universo tem uma idade limite, da ordem de 15

ou 20 bilhes de anos e, portanto, existe um instante inicial em que o Universo foi criado. Segundo essa

teoria, h 15 ou 20 bilhes de anos uma fabulosa quantidade de energia estava localizada em uma esfera

de dimetro inferior a 1 cm, denominada ovo csmico ou singularidade.

Num dado instante (t = 0), toda essa energia, em rpida expanso, criou o Universo que se dilatou

e se resfriou uniformemente. A reduo rpida de temperatura determinou as sucessivas transformaes

da energia liberada que se materializou na forma de partculas (quarks) e antipartculas (antiquarks). A

matria e a antimatria se aniquilam, gerando uma quantidade enorme de energia na forma de ftons e

obedecendo equao de Einstein: E = m.c. O excesso de matria em relao antimatria deu origem

ao Universo em que hoje vivemos.

2.1.1 CRONOLOGIA NA CRIAO DO UNIVERSO

a) Instante t = 0: instante inicial em que ocorreu o Big-Bang; a escala de distncias vale zero, a

densidade do universo infinitamente elevada e no h ferramentas na Matemtica ou na Fsica, que hoje

conhecemos, para estudar este momento. O evento instante zero tratado como uma singularidade no

estudo da evoluo do Universo.

b) Intervalo de tempo entre t = 0 e t = 10 43s: o que ocorreu neste intervalo pura especulao

terica sem nenhuma possibilidade de comprovao atravs de observaes fsicas.

c) Intervalo de tempo entre t = 10 43s e t = 10 35s: neste curto intervalo de tempo os quarks e

os antiquarks aniquilaram-se dando origem radiao, na forma de ftons. A quantidade de quarks

maior que a de antiquarks, de modo a restar matria na forma de quarks que deu origem ao Universo em

que hoje vivemos. O universo est-se resfriando, passando de uma temperatura de 1032 K em t = 10 43s

para a temperatura de 1027K em t = 10 35s.

d) No instante t = 10 30s: os quarks remanescentes do processo de aniquilamento comeam a se

fundir, dando origem aos prtons e nutrons.

e) No instante t = 10 6s: a fuso dos quarks, originando prtons e nutrons, concluda e os

quarks desaparecem. Os prtons e nutrons podem-se transmutar entre si e vo coexistir com eltrons e

ftons.

f) Aps o instante t = 1s: com a queda da temperatura, os prtons no podem mais se transmutar, o

que no ocorre em relao aos nutrons. por isso que existem, at hoje, quatro vezes mais prtons do

que nutrons.

g) No intervalo de t = 10s - 500s: ocorrem as reaes de fuso dos ncleos: 25% dos ncleos de

hidrognio transformam-se em hlio; um milsimo por cento transformado em deutrio e menos de um

milionsimo por cento transformado em ltio. Ao fim de 3 minutos as transformaes fundamentais j

haviam ocorrido.

h) Quando o Universo possui uma idade entre 300 000 anos e 1 milho de anos, a temperatura j

suficientemente baixa para que os eltrons comecem a se associar aos prtons para formar os tomos de

hidrognio.

i) Antes de atingir a idade de 1 bilho de anos, a fora gravitacional comeou a agir e as primeiras

galxias apareceram.

Figura 2.0: Simulao do Big Bang [1].

2.2 ESTRUTURA DO UNIVERSO

A Astronomia nos ensina que existem incontveis estrelas no cu. Ao mesmo tempo, observamos

que elas se dispem de uma maneira ordenada, segundo hierarquias. As estrelas agrupam-se

primeiramente em galxias, cujas dimenses so da ordem de 100.000 anos- luz. As galxias podem

conter enormes espaos interestelares de baixa densidade, mas tambm regies de densidade extrema. Os

assim chamados buracos negros podem sugar qualquer matria das proximidades, em virtude da sua

gigantesca energia gravitacional. Nem mesmo a luz consegue escapar dos buracos negros e o seu estudo

um dos temas de fronteira da Astronomia.

A Via Lctea uma galxia do tipo espiral, que faz parte de um grupo de galxias, o Grupo

Local (Figura 2.1), que um aglomerado pequeno, com cerca de 50 membros, que ocupa um volume de 3

milhes de anos-luz na sua dimenso maior. A Via Lctea e Andrmeda (M31) so de longe os dois

membros mais massivos, estando um em cada borda do aglomerado. A terceira galxia mais luminosa do

grupo outra espiral, M33, que tem 20% da luminosidade da Via Lctea e 13% da luminosidade de

Andrmeda. Entre os demais membros existem duas elpticas, M32, satlite de M31, e M110, e vrias

irregulares e galxias ans. As Nuvens de Magalhes (Grande Nuvem de Magalhes e Pequena Nuvem de

Magalhes), galxias irregulares e satlites da nossa Galxia, tambm fazem parte desse grupo. A Grande

Nuvem de Magalhes, localizada a 150 mil anos-luz da Via Lctea, era at 1994 considerada a galxia

mais prxima. Desde 2003 foram descobertas vrias galxias ans na regio do Grupo Local, entre as

quais uma an localizada a apenas 25 mil anos-luz de distncia, na direo do centro galctico. Essa

atualmente a galxia mais prxima, e s no foi detectado antes devido estar numa regio de grande

extino e ter brilho superficial muito baixo.

No total, o grupo local contm pelo menos 3 galxias espirais, 2 elpticas, 15 galxias irregulares

de diferentes tamanhos, e 17 ans elpticas. A maioria das galxias se encontra orbitando a Via Lctea ou

Andrmeda, dando uma aparncia binria ao Grupo Local.

2.2.1 VIA LCTEA

Em noites lmpidas e sem lua, longe das luzes artificiais das reas urbanas, pode-se ver claramente

no cu uma faixa nebulosa atravessando o hemisfrio celeste de um horizonte a outro. Chamamos a essa

faixa Via Lctea (Figura 2.2), devido sua aparncia, que lembrava aos povos antigos um caminho

esbranquiado como leite.

Sua parte mais brilhante fica na direo da constelao de Sagitrio, sendo melhor observvel no

Hemisfrio Sul durante as noites de inverno. Na Via Lctea est localizado o Sistema Solar da Terra.

A Via Lctea uma estrutura constituda

por cerca de duzentos bilhes de estrelas

(algumas estimativas colocam esse nmero no

dobro, em torno de quatrocentos bilhes) e tem

uma massa de cerca de um trilho e 750 bilhes

de massas solares. Sua idade est calculada entre

treze e treze bilhes e 800 milhes de anos,

embora alguns autores afirmem estar na faixa de

quatorze bilhes de anos.

Figura 2.2: Nossa localizao na Via Lctea [3]

.

Figura 2.1: Via Lctea [2]

.

2.2.2 SISTEMA SOLAR

Nosso sol uma estrela de mdia grandeza, formando hlio pela queima de hidrognio h cerca de

4,6 bilhes de anos. Possivelmente permanecer nesta fase por outros tantos bilhes de anos, antes de

evoluir para a fase de gigante vermelha, an branca, e finalmente tornar-se uma an- negra.

Os demais corpos que pertencem ao Sistema Solar (planetas, satlites, asterides, cometas, alm

de poeira e gs) formaram-se ao mesmo tempo em que sua estrela central. Isto confere ao sistema uma

organizao harmnica no tocante distribuio de sua massa e s trajetrias orbitais de seus corpos

maiores, os planetas e satlites. A massa do sistema (99,8%) concentra-se no sol, com os planetas girando

ao seu redor, em ordens elpticas de pequena excentricidade, virtualmente coplanares, segundo um plano

bsico denominado eclptico.

Neste plano esto assentadas, com pequenas inclinaes, as rbitas de todos os planetas, orbitam

tambm numerosos asterides. Por sua vez, a grande maioria dos cometas parece seguir rbitas prximas

do plano eclptico. O movimento de todos estes corpos ao redor do sol concentra praticamente todo o

momento angular do sistema.

2.2.3 SOL

O Sol o objeto mais proeminente em nosso sistema solar (Figura 2.3). o maior objeto e contm

aproximadamente 98% da massa total do sistema solar. Cento e nove Terras seriam necessrias cobrir o

Figura 2.3: Sistema Solar [4]

.

disco do Sol, e em seu interior caberia 1,3 milho de Terras. A camada externa visvel do Sol chamada

fotosfera e tem uma temperatura de 6.000C. Esta camada tem uma aparncia turbulenta devido s

erupes energticas que l ocorrem.

O Sol comeou a brilhar quando o ncleo atingiu 10 milhes de graus Celsius, temperatura

suficiente para iniciar reaes de fuso nuclear. A radiao acabou por gerar um vento solar muito forte,

conhecido como onda de choque, que espalhou o gs e poeira restantes das redondezas da estrela

recm-nascida para os planetas que se acabaram de formar a partir de colises entre os protoplanetas.

A energia solar gerada no ncleo do Sol. L, a temperatura (15.000.000 C) e a presso (340

bilhes de vezes a presso atmosfrica da Terra ao nvel do mar) so to intensas que ocorrem reaes

nucleares. Estas reaes transformam quatro prtons ou ncleos de tomos de hidrognio em uma

partcula alfa, que o ncleo de um tomo de hlio. A partcula alfa aproximadamente 0,7 % menos

massiva do que quatro prtons. A diferena em massa expelida como energia e carregada at a

superfcie do Sol, atravs de um processo conhecido como conveco, e liberada em forma de luz e

calor. A energia gerada no interior do Sol leva um milho de anos para chegar superfcie. A cada

segundo 700 milhes de toneladas de hidrognio so convertidos em cinza de hlio. Durante este

processo 5 milhes de toneladas de energia pura so liberados; portanto, com o passar do tempo, o Sol

est se tornando mais leve. O Sol aparentemente est ativo por 4,6 bilhes de anos e tem combustvel

suficiente para continuar por aproximadamente mais cinco bilhes de anos. No fim de sua vida, o Sol

comear a fundir o hlio em elementos mais pesados e se expandir, finalmente crescendo to grande

que engolir a Terra. Aps um bilho de anos como um gigante vermelha, ele rapidamente colapsar em

uma an branca - o produto final de uma estrela como a nossa. Pode levar um trilho de anos para ele se

esfriar completamente.

Estatsticas do Sol

Massa (kg)..............................1,989 x 1030

Raio Equatorial (km)................695.000

Densidade mdia (gm/cm3).......1,410

Distncia da Terra (km)............150 milhes

Perodo de Rotao (dias)..........25-36

Temperatura mdia da fotosfera.... 6.000C

Idade (bilhes de anos)..................4,5

Composio Qumica Principal:

Hidrognio...... 92,1% Hlio................7,8%

Oxignio..........0,061% Demais Gases..0,039%

2.2.4 PLANETAS

Tabela 2.0: Algumas caractersticas dos planetas.

2.2.4.1 A DIMENSO ASTRONMICA DAS DISTNCIAS NO ESPAO

Para se ter a noo da dimenso astronmica das distncias no espao interessante fazer uns

clculos e arranjar um modelo que nos permita ter uma percepo mais clara do que est em jogo.

Imaginemos, por exemplo, um modelo reduzido em que o Sol estaria representado por uma bola de

futebol (de 22 cm de dimetro). A essa escala, a Terra ficaria a 23,6 metros de distncia e seria uma esfera

com apenas 2 mm de dimetro (a Lua ficaria a uns 5 cm da Terra, e teria um dimetro de uns 0,5 mm).

Jpiter e Saturno seriam berlindes com cerca de 2 cm de dimetro, respectivamente a 123 e a 226 metros

do Sol. Pluto ficaria a 931 metros do Sol, com cerca de 0.36 mm de dimetro. Quanto estrela mais

prxima, a Proxima Centauro, essa estaria a 6332 km do Sol! E a estrela Srio a 13150 km.

Se demorasse 1 hora e um quarto a ir da Terra Lua (a uns 257000 km/hora), demoraria umas 3

semanas (terrestres) a ir da Terra ao Sol, uns 3 meses a ir a Jpiter, 7 meses a Saturno e uns 2 anos e meio

a chegar a Pluto e deixar o nosso sistema solar. A partir da, a essa velocidade, teramos de esperar uns

17600 anos at chegar estrela mais prxima! E 35 000 anos at chegarmos a Srio!

Na Figura 2.4 pode-se observar a proporo entre os planetas do sistema solar.

Figura 2.4.: Proporo entre planetas e Sol [5].

2.2.5 PLANETAS ANES

Planeta ano um corpo celeste muito semelhante a um planeta, dado que orbita em volta do Sol e

possui gravidade suficiente para assumir uma forma com equilbrio hidrosttico (aproximadamente

esfrica), porm no possui uma rbita desimpedida, orbitando com milhares de outros pequenos corpos

celestes.

2.2.6 LUAS

Satlites naturais ou luas so objetos de dimenses considerveis que orbitam os planetas.

Compreendem pequenos astros capturados da cintura de asterides, como as luas de Marte e dos planetas

gasosos, at astros capturados da cintura de Kuiper como o caso de Trito, no caso de Netuno ou at

mesmo astros formados a partir do prprio planeta atravs do impacto de um protoplaneta, como o caso

da Lua da Terra.

Os planetas gasosos tm pequenas partculas de p e gelo que os orbitam em enormes quantidades,

so os chamados anis planetrios, os mais famosos so os anis de Saturno.

b) a)

c)

2.2.7 CORPOS MENORES

A classe de astros chamados corpos menores do sistema solar inclui vrios objetos diferenciados

como so os asterides, os transnetunianos, os cometas e outros pequenos corpos.

Asterides: so astros menores do que os planetas, normalmente em forma de batata, encontrando-

se na maioria na rbita entre Marte e Jpiter e so compostos por partes significativas de minerais no-

volteis. Estes so subdivididos em grupos e famlias de asterides baseados em caractersticas orbitais

especficas. Nota-se que existem luas de asterides, que so asterides que orbitam asterides maiores,

que, por vezes, so quase do mesmo tamanho do asteride que orbitam.

As sementes das quais os planetas se originaram so chamadas de planetsimos: so corpos

subplanetrios que existiram durante os primeiros anos do sistema solar e que no existem no sistema

solar recente. O nome tambm usado por vezes para referir os asterides e os cometas em geral ou para

asterides com menos de 10 km de dimetro.

Centauros: Os centauros so astros gelados semelhantes a cometas que tm rbitas menos

excntricas e que permanecem na regio entre Jpiter e Netuno, mas so muito maiores que os cometas.

O primeiro a ser descoberto foi Quron, que tem propriedades parecidas com as de um cometa e de um

asteride.

Transnetunianos: Os transnetunianos so corpos celestes gelados cuja distncia mdia ao Sol

encontra-se para alm da rbita de Netuno, com rbitas superiores a 200 anos e so semelhantes ao

centauros. Pensa-se que os cometas de curto perodo sejam originrios desta regio. Os planetas anes

Pluto e ris encontram-se, tambm, nesta regio. O primeiro transnetuniano foi descoberto em 1992. No

entanto, Pluto, que j era conhecido h quase um sculo, orbita nesta regio do sistema solar.

Cometas: A maioria dos cometas tem trs partes: 1. Um ncleo slido ou centro; 2. Uma

cabeleira- ou cabea redonda- que envolve o ncleo e consiste em partculas de poeira misturadas com

gua, metano e amonaco congelados; e 3. Uma longa cauda de poeira e gases que escapam da cabeleira.

Os cometas so compostos largamente por gelos volteis e com rbitas bastante excntricas, geralmente

com um perilio dentro das rbitas dos planetas interior e com aflio para alm de Pluto. Cometas com

pequenos perodos tambm existem; contudo, os cometas mais velhos que perderam todo o seu material

voltil so categorizados como asterides. Alguns cometas com rbitas hiperblicas podem ter sido

originados de fora do sistema solar.

Meteorides: Os meteorides so astros com dimenso entre 50 metros at partculas to

pequenas como p. Astros maiores que 50 metros so conhecidos como asterides. Um meteoride que

atravesse a atmosfera da Terra passa a se denominar meteoro; caso chegue ao solo, chama-se meteorito.

2.2.8 O PLANETA TERRA

O terceiro planeta do Sistema Solar apresenta uma atmosfera

secundria, formada por emanaes gasosas durante toda a histria do

planeta e constituda principalmente por nitrognio, oxignio e argnio.

A temperatura de sua superfcie suficientemente baixa para permitir a

existncia de gua lquida, bem como vapor dgua na atmosfera,

responsvel pelo efeito estufa regulador da temperatura, que permite a

existncia da biosfera. Por causa dos envoltrios fludos que a recobrem,

a atmosfera e hidrosfera, a Terra quando vista do espao assume a colorao azulada.

A caracterstica principal do planeta Terra seu conjunto de condies nicas e extraordinrias

que favorecem a existncia e a estabilidade de muitas formas de vida, sendo que evidncias de vida

bacteriana abundante foram j encontradas em rochas com idade de 3500 milhes de anos.

Entre os planetas do sistema a Terra tem condies nicas: mantm grandes quantidades de gua

em estado lquido, tem placas tectnicas e um forte campo magntico. A atmosfera interage com os

sistemas vivos. A cincia moderna coloca a Terra como nico corpo planetrio conhecido que possui vida

da forma a qual conhecemos. Alguns cientistas como James Lovelock consideram que a Terra um

sistema vivo chamado Gaia.

Tabela 2.1: Parmetros Terrestres

A superfcie terrestre constituda por complexos relevos. O Geide a superfcie equipotencial

da gravidade que coincide com a superfcie oceanogrfica mdia no oceano (Figura 2.5).

Figura 2.5: Superfcie equipotencial.

2.2.8.1 FORMA E TAMANHO

O planeta Terra tem aproximadamente uma forma esfrica, mas a sua rotao causa uma pequena

deformao para a forma elipsoidal (achatada aos plos). A forma real da Terra chamada de Geide,

apresenta forma muito irregular, ondulada, matematicamente complexa.

Figura 2.6: Elipside Terrestre.

Figura 2.7: Aproximao Terciria

2.2.8.2 ORIGEM

O planeta teria se formado pela agregao de poeira csmica em rotao, aquecendo-se depois,

por meio de violentas reaes qumicas. O aumento da massa agregada e da gravidade catalisou impactos

de corpos maiores. Essa mesma fora gravitacional possibilitou a reteno de gases constituindo uma

atmosfera primitiva. Os processos de formao do planeta Terra so a acreo, diferenciao e

desintegrao radioativa.

O envoltrio atmosfrico primordial atuou como isolante trmico, criando o ambiente na qual se

processou a fuso dos materiais terrestres. Os elementos mais densos e pesados, como o ferro e o nquel,

migraram para o interior; os mais leves localizaram-se nas proximidades da superfcie. Dessa forma,

constituiu-se a estrutura interna do planeta, com a distino entre o ncleo, manto e crosta (litosfera). O

conhecimento dessa estrutura deve-se propagao de ondas ssmicas geradas pelos terremotos. Tais

ondas, medidas por sismgrafos, variam de velocidade ao longo do seu percurso at a superfcie, o que

prova que o planeta possui estrutura interna heterognea, ou seja, as camadas internas possuem densidade

e temperatura distintas.

A partir do resfriamento superficial do magma, consolidaram-se as primeiras rochas, chamadas

magmticas ou gneas, dando origem a estrutura geolgica denominado escudos cristalinos ou macios

antigos. Formou-se, assim, a litosfera ou crosta terrestre. A liberao de gases decorrente da volatizao

da matria slida devido a altas temperaturas e tambm, posteriormente, devido ao resfriamento, originou

a atmosfera, responsvel pela ocorrncia das primeiras chuvas e pela formao de lagos e mares nas reas

rebaixadas. Assim, iniciou-se o processo de intemperismo (decomposio das rochas) responsvel pela

formao dos solos e conseqente incio da eroso e da sedimentao.

As partculas minerais que compem os solos, transportados pela gua, dirigiram-se, ao longo do

tempo, para as depresses que foram preenchidas com esses sedimentos, constituindo as primeiras bacias

sedimentares (bacias sedimentares so depresses da crosta, de origem diversa, preenchidas ou em fase de

preenchimento por material de natureza sedimentar) e, com a sedimentao (compactao); as rochas

sedimentares. No decorrer desse processo, as elevaes primitivas (pr-cambrianas) sofreram enorme

desgaste pela ao dos agentes externos, sendo gradativamente rebaixadas. Hoje, apresentam altitudes

modestas e formas arredondadas pela intensa eroso, constituindo as serras conhecidas no Brasil como

serras do Mar, da Mantiqueira, do Espinhao e, em outros pases, os Montes Apalaches (EUA), os Alpes

Escandinavos (Sucia e Noruega), os Montes Urais (Rssia), etc. Os escudos cristalinos ou macios

antigos apresentam disponibilidade de minerais metlicos (ferro, mangans, cobre), sendo por isso,

bastante explorados economicamente.

Nos dobramentos tercirios pode haver qualquer tipo de minrio. O carvo mineral e o petrleo

so comumente encontrados nas bacias sedimentares. J os dobramentos modernos so os grandes

alinhamentos montanhosos que se formaram no contato entre as placas tectnicas em virtude do seu

deslocamento a partir do perodo Tercirio da era Cenozica, como os Alpes, os Andes (a oeste da

Amrica do Sul), o Himalaia (norte do subcontinente indiano), e as Montanhas Rochosas.

2.2.8.3 HISTRIA DA TERRA

A histria da Terra muito longa. Uma histria que se

desenrola h cerca de 4.600 milhes de anos e que o homem vem a

escrever h cerca de 5 mil anos. Na Geologia os caminhos da histria

raramente so direitos.

prprio de uma falsa cincia nunca descobrir o que falso,

nunca reconhecer a necessidade de renunciar seja ao que for, nunca

mudar de linguagem. No esquecendo que a histria da verdade, e s da

verdade, uma noo contraditria. Aquilo que hoje impossvel

amanh do censo comum.

Pitgoras (580-500 a.C.) teve a verdadeira intuio acerca da natureza das referidas impresses

(fsseis). Contudo, ainda no sculo XVII, Plot admitia que as marcas (impresses - fsseis) observadas

nas rochas seriam o resultado de propriedade inerente Terra a qual originaria as marcas como

ornamento das regies ocultas do Globo, da mesma maneira que as flores so o ornamento da superfcie.

Mesmo no sculo XIX, um decreto teolgico de Oxford afirmava que o Diabo tinha colocado aquelas

impresses (fsseis) nas rochas para enganar e embaraar a humanidade.

Foi Leonardo da Vinci (1452-1519), que realizou estudos importantes nos domnios da

Geometria, Biologia, Geologia, Astronomia e Anatomia, quem esclareceu o problema das impresses

(fsseis). O mtodo utilizado por Leonardo da Vinci nas suas observaes e dedues foi de importncia

fundamental para o estudo da histria da Terra, tendo, deste modo, resolvido o problema do significado

dos fsseis.

Nicolau Steno (1638-1686) foi um dos primeiros investigadores a redescobrir a verdadeira

natureza dos fsseis.

Georges Cuvier (1769-1832) prestou muitas e importantes contribuies Histria Natural, no

que se refere a espcies extintas e reconstituio de alguns fsseis dando-lhe o aspecto que teriam

quando eram vivos. Foi defensor de uma verso da histria da Terra, segundo a qual uma sucesso de

catstrofes teria exterminado as primitivas formas de vida, sendo a ltima destas catstrofes o Dilvio

descrito na Bblia.

Johann Gottlob Lehman e Christian Fuchsel, dois naturalistas do sculo XVIII, mostraram que

a histria geolgica da regio foi condicionada por dois episdios distintos. Lehmann evidenciou a

seqncia de fenmenos da histria da Terra gravados nas sucessivas camadas rochosas.

James Hutton (1726-1797), considerado o fundador da geologia moderna, fazendo uso da

observao de campo dos fenmenos atuais; deduziu que as mesmas leis fsicas atuais que os

condicionam tero sido as mesmas que atuaram no passado. Formulou, deste modo, o princpio do

Uniformitarismo. Mais tarde, Charles Lyell (1797-1875), ampliou este princpio aplicando-o a novas

situaes geolgicas, traduzindo-se em novos progressos das cincias geolgicas. De fato, as rochas

formam-se na natureza atual, obedecendo s mesmas leis que presidiram sua formao h centenas de

milhes de anos.

Para finalizar William Smith (1769-1839), enunciou dois princpios fundamentais da estratigrafia,

a lei "da sobreposio dos estratos" e a "das camadas identificadas pelos fsseis". Durante quase

cinqenta anos, percorreu a Inglaterra elaborando o primeiro mapa geolgico daquele pas.

2.2.8.3.1 GEOLOGIA HISTRICA ESTRATIGRAFIA

Lei de superposio (Law of superposition): O estrato superior mais novo do que o inferior.

Este Princpio da Sobreposio fundamental para a interpretao da histria da terra, porque em

qualquer parte do planeta Terra indica as idades relativas das camadas das rochas sedimentares e dos

fsseis nelas contidos (Figura 2.8).

Lei de identificao: Se dois estratos contm o mesmo fssil, pode-se confirmar que estes foram

formados na mesma poca (Figura 2.9).

Apesar das observaes e estudos de Steno, s no fim do sculo XVIII e incio do sculo XIX,

James Hutton (1726-1797) como estudioso dos processos sedimentares confirmou o princpio da

Figura 2.8: Barreira constituda por uma formao

calcria do Ordovcico de Lexington, Kentucky (USA),

rica em contedo fossilfero. Estas camadas encontram-

se na posio horizontal original. Assim sendo, podemos

afirmar que A mais antigo que B e B mais antigo que

C. A a parte mais antiga da formao e C a parte mais

recente.

Figura 2.9: Camadas quase verticais, de uma formao calcria

nas montanhas de Arbuckle, perto de Ardmore, Oklahoma (USA),

que foram perturbadas da sua posio horizontal original pelas

foras tectnicas que ergueram a montanha. Neste caso, sem

prvios estudos cartogrficos, tectnicos e paleontolgicos, no se

pode dizer se A mais antiga ou mais recente do que B e C.

sobreposio e estabeleceu o Princpio do Uniformitarismo, tambm conhecido pelo Princpio das

Causas Atuais, o qual se pode expressar das seguintes formas: 1) os fenmenos geolgicos existentes na

atualidade so idnticos aos que ocorreram no passado, 2) os acontecimentos geolgicos do passado,

explicam-se atravs dos mesmos processos naturais que se observam na atualidade, 3) "o presente a

chave do passado".

As camadas de rochas so como as pginas do nosso livro de histria.

As maiorias das rochas expostas superfcie da terra so sedimentares - formadas a partir das partculas

de rochas mais velhas que foram erodidas pela gua ou pelo vento. O cascalho, a areia, o silte e a lama

(argilas) existem nos rios, lagos e oceanos. Estas partculas sedimentares ao depositarem-se podem

enterrar animais e plantas, mortos ou vivos, no fundo dos lagos, dos rios ou dos mares. Com a passagem

do tempo e a acumulao por deposio de mais partculas, freqentemente com mudanas qumicas, os

sedimentos desagregados transformam-se em rocha cimentada. O cascalho transforma-se numa rocha

chamada conglomerado, a areia transforma-se em arenito, a lama transforma-se em calcrios ou argilitos,

consoante o tipo de lama; e os esqueletos e outras partes animais, bem como as diferentes partes

constituintes das plantas podem transformar-se em fsseis.

Para determinar a idade da maioria das rochas sedimentares, o estudo cientfico dos fsseis

contidos nelas fundamental. Os fsseis fornecem importantes evidncias (Figura 2.10) que ajudam a

determinar o que aconteceu ao longo da histria da Terra e quando aconteceu. Por exemplo, fosseis de

coral indicam que a poca da deposio dos mesmos teve um clima bem quente. Pela estratigrafia com

fosseis, foi estabelecido o tempo depois do nascimento da Terra at hoje. Este tempo denominado

tempo geolgico (biocronolgico- Tabela 2.2 e 2.3).

Figura 2.10 : Esquema simplificado de uma paisagem atual e de algumas plantas e animais (potenciais fsseis) que

podero ser preservados como fsseis [6]

.

Tabela 2.2: Hierarquia do tempo e sua correspondente camada.

Tempo Era Perodo poca

Camada (rocha) Grupo Sistema Srie

Tabela 2.3: Escala do Tempo Geolgico

Eon Era Perodo poca Limite inferior

de tempo(#)

Fanerozico

Cenozica

Neogeno (*)

Holoceno (**) 11,5 0 ka

Pleistoceno(**) 1.806 0 ka

Plioceno 5.332 0 ka

Mioceno 23,03 0 Ma

Paleogeno(*)

Oligoceno 33,9 0,1 Ma

Eoceno 55,8 0,2 Ma

Paleoceno 65,5 0,3 Ma

Mesozica

Cretceo . 145,5 4,0 Ma

Jurssico . 199,6 0,6 Ma

Trissico . 251,0 0,4 Ma

Paleozica

Permiano . 299,0 0,8 Ma

Carbonfero . 359,2 2,5 Ma

Devoniano . 416,0 2,8 Ma

Siluriano . 443,7 1,5 Ma

Ordoviciano . 488,3 1,7 Ma

Cambriano . 542,0 1,0 Ma

Proterozico

(***)

Neoproterozico . . 1,0 Ga

Mesoproterozico . . 1,6 Ga

Paleoproterozico . . 2,5 Ga

Arqueano

(***)

Neoarqueano . . 2,8 Ga

Mesoarqueano . . 3,2 Ga

Paleoarqueano . . 3,6 Ga

Eoarqueano . . ~3,85 Ga

Hadeano

(***) . . .

4,6(?) ~ 3,85 Ga

(*) Tercirio: termo informal para perodo do Cenozico correspondente ao Paleogeno e

Neogeno juntos excluindo o Pleistoceno e Holoceno.

(**) Quaternrio: termo informal para perodo do Cenozico mais recente, correspondente ao

Pleistoceno e Holoceno, hoje incorporados ao Perodo Neogeno.

(***) Precambriano: 88 % do tempo geolgico e que corresponde ao Hadeano, Arqueano e

Proterozico juntos.

O princpio do uniformitarismo no significa que todo fenmeno geolgico ocorre de forma lenta.

Alguns dos mais importantes processos ocorrem como eventos sbitos, como um meteoride grande que

impacta a Terra - um blido - que pode escavar uma vasta cratera em questo de segundos; como um

vulco- que pode explodir seu cume ou como, ainda, uma falha- que pode rachar o solo num terremoto

muito rapidamente. Outros processos ocorrem de maneira mais lenta. Milhes de anos so necessrios

para que continentes migrem, montanhas sejam soerguidas e erodidas, e sistemas fluviais depositem

espessas camadas de sedimentos. Os processos geolgicos ocorrem numa extraordinria gama de escalas

tanto no espao como no tempo (Figura 2.11).

A histria geolgica da Terra atualmente descrita por uma espiral temporal (Figura 2.12)

indicando que processos atuais ocorreram no passado (Uniformitarismo), mas no da mesma forma, com

mesma intensidade e no necessariamente todos os processos do passado ocorrem no presente e vice-

versa.

Figura 2.11: Os fenmenos geolgicos podem estender-se durante milhares de sculos ou ocorrer com velocidades estupendas.

(Esquerda) O Grand Canyon, no Arizona (EUA). [John Wang/PhotoDisc/Getly Images]. Direita: Cratera do Meteorito,

Arizona (EUA). [John Sanford/Photo Researchers]. [7]

Figura 2.12 Espiral temporal [8].

2.2.8.3.2 IDADE ABSOLUTA (TEMPO ABSOLUTO)

O descobrimento da radioatividade em 1896 por Becquerel tornou-se o principal instrumento na

comprovao do tempo geolgico longo. Os mtodos de datao radiomtrica, entretanto, s foram

completamente desenvolvidos e amplamente aplicados a partir dos anos 50, quando a radioatividade se

tornou mais completamente entendida e os equipamentos necessrios para a sua aplicao na datao

fossem desenvolvidos.

As dataes radiomtricas so usadas para medir a idade da cristalizao da rocha, ou mesmo, da

ltima vez em que ela foi fundida ou quando sofreu metamorfismo e passou por perturbaes tectnicas

capazes de re-homogeneizar os elementos radioativos presentes. A Lua um corpo mais primitivo do que

a Terra porque no foi perturbada por processos de tectnica de placas. Suas rochas foram datadas a partir

de amostras coletadas em vrias misses espaciais. As rochas lunares que apresentaram idades mais

antigas foram datadas entre 4.4 e 4.6 bilhes de anos (= 4.4 a 4.6 Ga). Tambm, os meteoritos tm sido

usados para calcular a idade da Terra. A idade mais provvel assumida para a Terra de 4.56 bilhes de

anos (= 4.56 Ga), baseada na quase totalidade dos valores de datao obtidos diretamente em meteoritos.

Os mtodos de datao radiomtrica baseiam-se no fato de que o decaimento de cada tipo de

tomo ocorre em propores constantes, segundo taxas exponenciais, que no so afetadas por agentes

fsicos ou qumicos externos. A velocidade de decaimento depende apenas da estabilidade dos ncleos

radioativos e constante para cada tipo de istopo radioativo.

O nmero atmico o nmero de prtons do ncleo. Esse nmero determina o elemento. O

nmero de massa a soma dos prtons e nutrons do ncleo. Por exemplo, H1

1

, He2

4

, C6

12

, N7

14

, e O8

16

.

Os franceses Pierre Curie e Marie Curie descobriram Ra88

226

, Po84

210

.

Desintegrao radioativa: Quando um tomo radioativo pai se desintegra, ele se transforma

em um outro tipo de tomo denominado filho.

(i) Desintegrao alfa: O nmero do tomo pai perde 2 prtons e 2 nutrons. (Ento, O nmero

de massa decresce de 4 e o nmero atmico decresce de 2.)

(ii) Desintegrao beta: O ncleo emite um eltron de alta velocidade, um dos seus nutrons se

transforma em um prton, e o nmero atmico aumenta de um.

Nota-se que a desintegrao radioativa independente de todas as condies fsicas e qumicas

(presso, temperatura, foras qumicas tampes, etc.)

Assume-se que uma constante de desintegrao () seja a probabilidade de desintegrao por

meio, ou a proporo de tomos radioativos existentes que se desintegraro em uma unidade de tempo.

Ento, esta probabilidade pode ser expressa como:

ttPttP 1 ttPtPttP )(

)( tPt

tPttP

)( tP

dt

tdP

dttP

tdP

)(

CttP )(ln CtetP )(

Como 1)0( P , 1Ce . Portanto, tetP )(

Nota-se que

1t seja definido como a vida mdia. Aqui, assuma-se que N(t) o nmero total de

tomos radioativos pai, presentes no sistema no tempo t, e que )0(0 NN o nmero inicial. Ento,

pela definio, te

N

tN 0

teNtN 0)( (1)

O tempo necessrio de desintegrao da metade dos tomos radioativos pai em um sistema se

chama meia-vida (T). Ento, pela definio, Te

N

TN 2

1

0

693,02lnT

T

2ln (2)

Substituindo a eq. (2) para a eq. (1), obtm-se:

T

t

T

t

T

t

NNNT

tNtN

2

122lnexp

2lnexp 0000 (3)

Os mtodos de datao radiomtrica so baseados na acumulao de filhos atmicos produzidos

por um pai radioativo. Modificando a equao (3), obtm-se:

T

tNtN

2lnexp0

T

t

N

N 2lnexp0

T

t

N

N 2lnln 0

N

NT

N

N

e

T

N

NTt 000 log323,3log

log2ln

1

ln2ln

1

1log323,3

N

NTt d

onde N o nmero de tomos pais e Nd o nmero de tomos filhos. E esta idade t se chama idade

absoluta. Neste caso, precisam-se ter duas proposies:

(i) Quando t = 0, no houve tomos filhos.

(ii) Durante o tempo t, nenhum os tomos filhos e pais saram nem entraram no sistema.

Tabela 2.4: Mtodos de datao radiomtrica.

Istopo -

Pai

Istopo -

Filho

Meia-vida do

istopo-pai

(anos)

Intervalo de

datao efetiva

(anos)

Minerais e materiais que podem ser datados

Urnio-

238

Chumbo-

206

4,47 bilhes 10 milhes - 4,6

bilhes

Zirco, Apatita

Urnio-

235

Chumbo-

207

0,704 bilho 10 milhes - 4,6

bilhes

Zirco, Apatita

Potssio-

40

Argnio-40 1,3 bilho 50 mil - 4,6

bilhes

Muscovita, Biotita, Hornblenda

Rubdio-

87

Estrncio-

87

47 bilhes 10 milhes - 4,6

bilhes

Muscovita, Biotita, Feldspato potssico

Carbono-

14

Nitrognio-

14

5730 100 70 mil Madeira, carvo vegetal, turfa, ossos e tecidos, carbonato

de clcio de conchas, gua subterrnea e gelo de geleira

contando dixido de carbono dissolvido

Fonte: Modificado de Press et al. (2006).

As rochas no so todas da mesma idade - ou tm idades prximas - mas, como pginas de uma

longa e complicada histria, elas registram os eventos que moldaram a Terra e a vida no passado. Esse

registro, entretanto, est incompleto. Muitas pginas, especialmente do captulo inicial, foram apagadas

ou esto faltando, ou so difceis de decifrar. Apesar disso, existem pginas suficientemente preservadas

para dar ao estudante a certeza de que a Terra possui bilhes de anos.

Referencias Bibliogrficas:

Benjamin, R. A. (2008). "The Spiral Structure of the Galaxy: Something Old, Something New...".

Beuther, H.; Linz, H.; Henning, T. (ed.) Massive Star Formation: Observations Confront Theory 387:

375, Astronomical Society of the Pacific Conference Series.

Croswell, Ken; The Alchemy of the Heavens - Anchor Books, New York, 1995.

MACIEL FILHO, C. L. Introduo geologia de engenharia. Brasilia: CPRM; Santa Maria, RS: Ed. da

UFSM, 1994. 283p.

TEIXEIRA, W. Decifrando a terra. So Paulo: Companhia Ed. Nacional, 2008, 558p

OLIVEIRA, A.; BRITO, S. Geologia de engenharia. So Paulo: ABGE, 1998. (impresso 1999) 587p.

Referncias Eletrnicas:

International Commission on Stratigraphy (ICS).

Disponvel em: < http://www.stratigraphy.org/>. Acesso em: 25 jul.2009.

International Union of Geological Sciences.

Disponvel em: < http://www.iugs.org/>. Acesso em: 25 jul.2009.

Terra Planeta Vivo.

Disponvel em: < http://domingos.home.sapo.pt/index.html>. Acesso em: 25 jul.2009.

Fontes das Figuras:

[1]: http://br.geocities.com/lumini_astronomia/LUMINI_ASTRONOMIA_ARTIGOS/Big_Bang.html

[2]: UFRG

[3]: UFRG

[4]: http://www.vitorresende.com/mundo_astronomia/sistema_solar/sistema_solar.htm

[5]: http://direitosfundamentais.net/2008/05/

[6]: www.colegiosaofrancisco.com.br

[7]: TEIXEIRA, W. Decifrando a terra. So Paulo: Companhia Ed. Nacional, 2008, Cap.1, p.27.

[8]: Graham, Joseph, Newman, William, and Stacy, John, 2008, The geologic time spiralA path to the

past (ver. 1.1): U.S. Geological Survey General Information Product 58, poster, 1 sheet. Available online

at http://pubs.usgs.gov/gip/2008/58/

3 MINERAIS

"Na natureza nada se cria, nada se perde, tudo se transforma."

(Antoine Lavoisier)

Minerais so elementos ou compostos encontrados naturalmente na crosta terrestre. So

inorgnicos e em sua maioria possuem composio qumica definida. Para estudarmos o planeta Terra

necessrio, inicialmente, conhecer as caractersticas dos materiais que o constituem, especialmente os

mais superficiais e com os quais temos maior contato. Na superfcie terrestre, podem ser observados

materiais inconsolidados (por exemplo, os solos dos nossos jardins, as areias dos rios e das praias) e

rochas consolidadas, ambos constitudos por associaes mais ou menos caractersticas dos minerais.

Embora existam mais de 2000 tipos de minerais, usualmente encontram-se apenas 50 a 60 tipos. Nota-se

que somente a gua e o mercrio se apresentam no estado lquido, em condies naturais de presso e

temperatura.

3.1 PROPRIEDADES QUMICAS

Os minerais podem constituir de apenas um elemento qumico (por exemplo, ouro, diamante,

grafita, etc.) ou de vrios.

Tabela 3.0: Tabela peridica dos elementos qumicos

De acordo com a relao entre a forma cristalina e a composio qumica, existem duas

classificaes:

(1) Polimorfismo: Os diferentes minerais possuem a mesma composio qumica, mas a formas

cristalinas diferentes. Ex.) Diamantes e grafita (Figura 3.0). Carbonato de clcio, CaCO3, que ao

cristalizar sob condies diferentes pode originar a calcite ou a aragonite (Figura 3.1).

Figura 3.0: Estruturas cristalinas do Diamante e Grafite, respectivamente.

Figura 3.1: Cristais de calcite e aragonite, respectivamente.

(2) Isomorfismo: As diferentes minerais possuem composies qumicas diferentes, mas anloga,

cristalizando na mesma forma. Ex.) os feldspatos plagioclsios, como a fayalita e forsterita (Figura 3.2).

Figura 3.2: Fayalita e Forsterita, respectivamente.

3.2 PROPRIEDADES FSICAS

Forma: refere-se ao poliedro definido pelas faces naturais do corpo mineral que guardam entre si

ngulos bem definidos e caractersticos da espcie. Quando cristalizados em formas bem identificveis, os

minerais podem ser reconhecidos por esta propriedade. Nas rochas, geralmente os gros minerais no

podem desenvolver suas formas prprias, devido ao confinamento.

Dureza: Expressa a resistncia de um mineral abraso ou ao risco (Figura 3.3 e 3.4). Em regra,

os minerais de brilho metlico possuem risco escuro. Os minerais de brilho no metlico possuem risco

branco ou levemente corado. Mohs estabeleceu uma escala comparativa de minerais com durezas

classificadas em ordem crescente (Tabela 3.1).

Figura 3.3: Hematite Figura 3.4: Limonite

Tabela 3.1: Escala de Dureza de Mohs.

Esta escala mostra somente relao, mas no quantitativamente. Por exemplo, o diamante 140

vezes mais duro do que o corndon.

Clivagem: propriedade que uma substancia cristalina tem de dividir-se segundo planos paralelos.

uma direo natural de fraqueza segundo a qual o mineral tende a quebrar. Nem todos os minerais

possuem clivagem e h minerais com mais de uma direo de clivagem (Figura 3.5). Fratura a

superfcie obtida pela ruptura de um mineral em uma direo diferente daquela de clivagem (Figura 3.6).

Figura 3.5: Esquema interpretativo da clivagem. Figura 3.6: Fratura de um mineral.

Tenacidade: Refere-se resistncia dos minerais a esforos. Segundo ela o mineral pode ser

malevel, flexvel, elstico, frgil, etc.

Cor: um carter muito importante do mineral, que pode identific-lo. Em alguns casos a

superfcie do mineral pode estar alterada e no mostrar sua verdadeira cor.

Brilho: a capacidade de reflexo da luz incidente.

3.3 MINERAIS MAIS COMUNS

Tabela 3.2: Pores de minerais na crosta.

Felspatos 59,5% Micas 3,8%

Piroxonios e anfiblicos 16,8% Outros 7,9 %

Quartzo 12%

Quartzo SiO2

Cor branca ou incolor, mas tambm em inmeras outras variedades (roxo, amarelo, vermelho,

preto, etc.). Dureza = 7, densidade = 2,65 g/cm3. Sem clivagem, apresentando fratura concoidal. Nas

rochas o quartzo geralmente no apresenta forma prpria, ocupando os espaos deixados por outros

minerais. Como transparente, mostra aparentemente a cor dos outros minerais. Os gros de areia dos

solos ou sedimentos so compostos, em sua maioria, por quartzo.

Tipos de Ocorrncias: Ocorre geralmente em pegmatitas granticas e veios hidrotermais. Cristais

bem desenvolvidos podem atingir vrios metros de extenso e pesar centenas de quilogramas. A eroso

de pegmatitas pode revelar bolsas expansivas de cristais, conhecidas como "catedrais". Pode tambm ter

origem metamrfica ou sedimentar. Geralmente associado aos feldspatos e micas. Faz parte da

constituio de granito, arenito, calcrios por exemplo. Adicionalmente, pode ocorrer em camada,

particularmente em variedades como a ametista; neste caso, os cristais desenvolvem-se a partir de uma

matriz e deste modo apenas visvel uma pirmide terminal. Um geode de quartzo consiste de uma pedra

oca (geralmente de forma aproximadamente esfrica), cujo interior revestido por uma camada de

cristais.

Aplicaes e utilizaes: Areia para moldes de fundio, fabricao de vidro, esmalte, saponceos,

dentifrcos, abrasivos, lixas, fibras pticas, refratrios, cermica, produtos eletrnicos, relgios, indstria

de ornamentos; fabricao de instrumentos pticos, de vasilhas qumicas etc. muito utilizado tambm

na construo civil como agregado fino e na confeco de jias baratas, em objetos ornamentais e

enfeites, na confeco de cinzeiros, colares, pulseiras, pequenas esculturas, etc. Algumas estruturas de

cristal de quartzo so piezoeltricas e usadas como osciladores em aparelhos eletrnicos tais como

relgios e rdios.

Variedades de quartzo: Sendo um dos minerais mais comuns do mundo, existe um nmero

impressionante de designaes diferentes. A distino mais importante entre tipos de quartzo entre as

variedades macrocristalinas (com cristais individuais visveis a olho nu- Figuras 3.7 3.14) e

microcristalinas tambm chamadas criptocristalinas (neste caso trata-se de agregados de cristais apenas

visveis sob grande ampliao). Calcednia um termo genrico para quartzo criptocristalino. As

variedades criptocristalinas (Figuras 3.15- 3.18) so opacas ou translcidas, enquanto que as variedades

transparentes so geralmente macrocristalinas.

Variedades Cristalinas (Figuras 3.7 a 3.14)

Figura 15: Quartzo

hialino

Figura3.7: Cristais de quartzo

Figura 3.8: Ametista

Bruta

Figura 3.10: Citrino

Figura 3.9: Quartzo fumado

Figura 3.11: Quartzo morion

Figura 3.12: Quartzo rosa Figura 3.13: Aventurina Figura 3.14: Quartzo olho-de-falco

Variedades criptocristalinas fibrosas (calcednias- Figuras 3.15- 3.18).

Feldspatos

Feldspato (do alemo feld, campo; e spat, uma rocha que no contm minrio) o nome de uma

importante famlia de minerais, do grupo dos tectossilicatos, constituintes de rochas que formam cerca de

60% da crosta terrestre. Cristalizam nos sistemas triclnico ou monoclnico. Eles cristalizam do magma

tanto em rochas intrusivas quanto extrusivas; os feldspatos ocorrem como minerais compactos, como

files, em pegmatitas e se desenvolvem em muitos tipos de rochas metamrficas. Tambm podem ser

encontrados em alguns tipos de rochas sedimentares. A dureza 6. As cores so claras, rosa, branca ou

cinza. Em todos os pases produtores as reservas de feldspato so expressivas. No Brasil, as reservas

oficialmente conhecidas so da ordem de 79,3 milhes de toneladas, destacando-se o Estado de Minas

Gerais (53,1%) e o Estado de So Paulo (37,4%). Outros Estados como Bahia, Cear, Paraba, Paran,

Figura 3.18: nix

Figura 3.15: gata Figura 3.16: gata carneliana

Figura 3.17: Crisoprsio

bruto

Pernambuco, Rio de Janeiro, Rio Grande do Norte e Santa Catarina so tambm detentores de reservas de

feldspato.

Minerais de feldspato: Nesta famlia, os principais grupos so o ortoclsio e plagioclsio:

a) Feldspatos alcalinos (f. ortoclsios Figura 3.19): K2O.Al2O3.6SiO2 . Densidade = 2,56 g/cm3

b) Feldspatos plagioclsios (Figura 3.20): ISOMORFISMO- Trata-se de um mineral de

composio qumica varivel pelo fato de formar cristais mistos de albita (Na2O.Al2O3.6SiO2) e anorita

(CaO.Al2O3.2SiO2)-. Densidade = 2,6 a 2,75 g/cm3.

Usos e aplicaes: Os feldspatos possuem numerosas aplicaes na indstria, devido ao seu teor

em lcalis e alumina. As aplicaes mais importantes so:

Fabricao de vidro (sobretudo feldspatos potssicos; reduzem a temperatura de fuso do

quartzo, ajudando a controlar a viscosidade do vidro).

Fabricao de cermicas ( o segundo ingrediente mais importante depois das argilas; aumentam

a resistncia e durabilidade das cermicas).

Usados como materiais de incorporao em tintas, plsticos e borrachas devido sua boa

dispersibilidade, por serem quimicamente inertes, apresentarem pH estvel, alta resistncia abraso e

congelamento e pelo seu ndice de refrao (nestas aplicaes usam-se feldspatos finamente modos).

Produtos vidrados, como loua sanitria, loua de cozinha, porcelanas para aplicaes eltricas.

FILOSSOLICATOS

So minerais com uma estrutura em folhas constitudas por tetraedros de slica e octaedros de

outros elementos. Os principais filossilicatos so as micas, as cloritas, os argilo-minerais, o talco, a

serpentina.

Figura 3.19: Ortoclsio Figura 3.20: Plagioclsio

MICAS

As micas (Figura 3.21) mais comuns so a muscovita branca, prateada (Figura 3.22) ou

transparente e a biotita, preta. As micas so facilmente reconhecveis pela excelente clivagem em uma

direo que permite separ-las em folhas, as quais apresentam um brilho intenso. A dureza baixa, 2 a 3.

A muscovita possui potssio e a biotita, ferro e magnsio. Nas rochas, geralmente aparecem como placas

brilhantes. Os filitos e mica- xistos possuem mica finamente granulada que lhes confere o brilho

caracterstico. A palavra "mica" pensa-se ser derivada do latim, da palavra "micare", significando brilho,

em referncia aparncia brilhante deste mineral (especial quando em escalas pequenas). Na

classificao das cores possui cor alocromtica devido a sua variedade de cores (branca, preta, marrom,

roxo, verde).

Figura 3.21: Mica natural Figura 3.22: Muscovita

Usos e aplicaes: A mica tem uma alta resistncia dieltrica e excelente estabilidade qumica,

tornando-se por isto o material preferido para a confeco de capacitores para aplicaes de rdio

freqncia. Ela tambm usada como isolante em equipamentos para alta-voltagem. Ela tambm um

birrefringente sendo comumente usado para fazer um polarizador de onda de 180 e 90 graus.

- Devido resistncia ao calor da mica ela usada no lugar do vidro em janelas para foges e

aquecedores a querosene. Ela usada tambm para separar condutores eltricos em cabos que so

projetados para possurem uma resistncia ao fogo de forma a garantira a integridade do circuito. A idia

prevenir que os condutores metlicos se fundam, prevenindo o curto circuito, permitindo que o s cabos

permaneam operacionais na presena do fogo. Isto pode ser importante em aplicaes como luzes de

emergncia.

- Aventurina uma variedade de quartzo com incluses de mica.

- Lminas de mica prensadas so freqentemente usadas no lugar do vidro em estufas.

- Mica Moscovita o substrato mais comum usado na preparao de substrato para amostras em

microscpio de fora atmica

- Alguns tipos de pasta de dente incluem mica branca beneficiada. Ela atua como um abrasivo

suave para ajudar no polimento da superfcie do dente e tambm para adicionar uma cintilao brilhante

cosmeticamente agradvel a pasta.

CLORITAS

As cloritas (Figura 3.23) so minerais verdes, finamente granulados que ocorrem em xistos

(xistos verdes) principalmente.

Os minerais de argila so a caolinita (Figura 3.24), a esmecita e a ilita. A caolinita do tipo 1:1,

isto , possui uma camada tetradrica de slica e uma octadrica de alumina. A superfcie das partculas

no tem em geral dimenses inferiores a 0,3 ou 0,4 micrmetros e sua espessura varia de 0,05 a 2

micrmetros. As esmecitas so do tipo 2:1, isto , com duas camadas tetradricas e uma octadrica de

alumina. Algumas partculas tem espessura da ordem de 0,002 micrmetros, sendo o comprimento e a

largura da ordem de 10 a 100 vezes a espessura. O grupo das ilitas um tanto mal definido e constitudo

por vrios minerais. As ilitas so semelhantes muscovita da qual diferem essencialmente, por terem

menos potssio e maior teor em gua. As lamelas de ilita tm dimetro de 0,1 a 0,3 micrmetros e

espessura muito menor.

TALCO

O talco (Figura 3.25) um silicato de magnsio hidratado que ocorre em talco- xisto, esteatita e

pedra sabo. reconhecvel pela folhao, baixa dureza e maciez ao tato.

SERPENTINA

A serpentina (Figura 3.26) um silicato de magnsio, tem cor verde e ocorre principalmente nos

serpentinitos. Alguns tm hbito fibroso, sendo um dos minerais dos quais se podem extrair fibras para

amianto.

Figura 3.24: Caolinita Figura 3.23: Clorita

Referncias Bibliogrficas

BORGES, F. S. Catlogo descritivo do Museu de Mineralogia Prof. Montenegro de Andrade, FCUP,

1994.

MACIEL FILHO, C. L. Introduo geologia de engenharia. Brasilia: CPRM; Santa Maria, RS: Ed. da

UFSM, 1994. 283p.

TEIXEIRA, W. Decifrando a terra. So Paulo: Companhia Ed. Nacional, 2008, 558p

OLIVEIRA, Antonio Manoel dos Santos; BRITO, Srgio Nertan Alves de. Geologia de engenharia. So

Paulo: ABGE, 1998. (impresso 1999) 587p.

Referncias Eletrnicas:

Laboratrio de Geologia e Mineralogia da ULBRA.

Disponvel em: http://www.ulbra.br/mineralogia/colecionador.htm. Acesso em: 31 jul.2009.

Figura 3.25: Talco Figura 3.26: Serpentina

4 ROCHAS

Um homem deveria examinar por si mesmo a grande pilha de estratos

superpostos e ver os riachos carregando argila e as ondas desgastando as

falsias marinhas para poder compreender algo sobre a durao do tempo

passado, cujos monumentos vemos em todo o nosso redor." (Charles Darwin)

Rochas so agregados naturais formados de um ou mais minerais e constituem parte essencial da

crosta terrestre.

4.1 NATUREZA DAS ROCHAS

Provavelmente, a Terra comeou como poeira csmica que mantinha em movimento correntes de

conveco em seu interior quando, por volta de 3000 C, certas substancias comearam a liquefazer-se.

Primeiro o ferro liquefeito comeou a formar o ncleo, por ser o mais pesado; depois vieram o silcio, os

xidos metlicos, dando origem ao manto. Quando a temperatura da Terra diminuiu, tambm a radiao

do calor para o espao foi reduzida. Entre 1500 e 800 C comeou a solidificao da crosta. A atmosfera

formou-se pouco a pouco e no incio compunha-se de vapor dgua, amonaco e xido de carbono. A

gua dos atuais oceanos estava concentrada em parte na atmosfera e em parte no interior das rochas.

Temos, pois, uma Terra constituda exclusivamente de rochas denominadas gneas ou

magmticas. Mesmo aps esta fase da histria da Terra, e at agora, as rochas gneas que vieram a se

formar depois se originaram do magma, ou seja, de rochas fundidas com temperaturas entre 1500 e

800C que sobem do interior da crosta para a superfcie atual derramando-se sob a forma de lavas ou

mesmo solidificando-se entre as fraturas pelas quais subiu.

Retornando ao nosso planeta como o deixamos, isto , com a crosta slida e a atmosfera seu

esfriamento, a maior mudana seguinte ocorreria a 374C, a temperatura crtica da gua, quando o vapor

da atmosfera se condensaria em chuva, comeando pelas regies mais frias do globo. Esse deve ter sido o

primeiro momento em que caiu gua sobre a crosta, desgastando-a e acumulando-se em seguida nas

primeiras depresses, formando os primeiros mares. Aqui tambm comeam a se formar as rochas

sedimentares. A ao da gua que caa e corria sobre as rochas gneas previamente formadas reduzia-se

em fragmentos de tamanhos diversos que eram transportados e depositados juntamente com lamas mais

finas nas depresses preenchidas pelas guas. Esse material, mais tarde consolidado, constituiria as

primeiras rochas sedimentares. Desde aquele momento at hoje o processo de formao continua pela

ao da eroso, transporte, deposio e consolidao, tendo como agentes a chuva, os rios, o gelo, o vento

e a gravidade.

Com a crosta solidificada e as rochas quentes logo abaixo (no manto), surgem outros fenmenos.

A partir de 70 at 700 km em direo ao centro da Terra o manto ainda continua esfriando. Isto causa uma

contnua modificao no volume e um conseqente enrugamento da crosta. Tal enrugamento produz

faturamentos e dobramentos das rochas da crosta. Ainda pelas fraturas, o magma sobre at a superfcie,

originando os vulces. As variaes de temperatura das diferentes camadas do planeta so as responsveis

pela instabilidade da crosta e mesmo pelo movimento das placas continentais.

Conforme visto, as rochas distinguem-se em 3 grandes grupos: gneas ou Magmticas,

Sedimentares e Metamrficas (Tabela 4.0).

Tabela 4.0: Proporo na Crosta Terrestre.

Por um tempo geolgico, estes trs tipos de rochas percorrem por ciclos de transformaes onde

se transformam uma em outra (Figura 4.0).

Figura 4.0: Ciclo das Rochas.

A disposio destas rochas determina trs diferentes tipos de formaes (Figura 4.1):

Figura 4.1: Grandes unidades estruturais do Brasil, (Petri & Flvaro, 1983).

1- Escudos antigos ou macios cristalinos: So blocos imensos de rochas antigas. Estes escudos

so constitudos por rochas cristalinas (magmtico-plutnicas), formadas em eras pr-cambrianas, ou por

rochas metamrficas (material sedimentar) do Paleozico, so resistentes, estveis, porm bastante

desgastadas. Correspondem a 36% da rea territorial e dividem-se em duas grandes pores: o Escudo das

Guianas (norte da Plancie Amaznica) e o Escudo Brasileiro (poro centro oriental brasileira).

2- Bacias Sedimentares: So depresses relativas, preenchidas por detritos ou sedimentos de

reas prximas. Este processo se deu nas eras Paleozica, Mesozica e Cenozica, contudo ainda ocorrem

nos dias atuais. Associam-se presena de petrleo, carvo, xisto e gs natural. Corresponde a 64% do

territrio, constituindo grandes bacias como a Amaznica, a do Meio-Norte, a do Paran, a So-

Franciscana e a do Pantanal Mato-grossense e outras pequenas bacias.

3- Dobramentos Modernos: So estruturas formadas por rochas magmticas e sedimentares

pouco resistentes; foram afetadas por foras tectnicas durante o Tercirio provocando o enrugamento e

originando as cadeias montanhosas ou cordilheiras. Em regies como os Andes, as Montanhas Rochosas,

os Alpes, o Atlas e o Himalaia, so freqentes os terremotos e as atividades vulcnicas. Apresentam

tambm as maiores elevaes da superfcie terrestre. Os dobramentos resultam de foras laterais ou

horizontais ocorridas em uma estrutura sedimentar que forma as cordilheiras. As falhas resultam de

foras, presses verticais ou inclinadas, provocando o desnivelamento das rochas resistentes.

4.2 ROCHAS GNEAS OU MAGMTICAS

A formao das rochas gneas (derivado do latim ignis, que significa fogo-Figura 4.2) vem do

resultado da consolidao devida ao resfriamento do magma derretido ou parcialmente derretido.

Figura 4.2: Formao de rochas gneas extrusivas e intrusivas

[1].

Elas podem ser formadas com ou sem a cristalizao, podendo ser divididas em dois tipos:

1. Plutnicas (intrusivas): Quando o magma solidifica no interior da crosta terrestre

(Figuras 4.3- 4.5).

As rochas intrusivas ou plutnicas apresentam uma grande diversidade, contudo os granitos so

as mais abundantes. Se percorrermos, em certa extenso, uma regio grantica verificamos que a

granularidade das rochas granticas varivel, embora sejam sempre rochas cristalinas.

2. Vulcnicas (extrusivas): Quando o magma solidifica na superfcie da crosta terrestre

(Figuras 4.6- 4.8).

As rochas extrusivas mais comuns so o basalto, andesito, riolito, traquito, fonlito,

traquiandesito e traquibasalto. O basalto uma das rochas cuja formao tem sido observada diretamente

pelo homem, em muitas ocasies. As lavas com composio basltica so as mais comuns (Figura 4.9).

Figura 4.3: Granito grosseiro rico em

feldspato potssico. Figura 4.4: Diorito fanertico com textura

granular.

Figura 4.5: Monzonito com textura sal e

pimenta e granulao mdia a grossa.

Figura 4.6: Basalto mesocrtico com

granulao fina. Figura 4.7: Amostra de olivina gabro

mesocrtica,rica em minerais mficos.

Figura 4.8: Obsidiana "snow-flake",

rocha vtrea, rica em amgdalas

preenchidas por zelitas.

Figura 4.9: "Disjuno Prismtica do Basalto [2].

Na figura anterior possvel observar a "Disjuno Prismtica do Basalto". Este aspecto resulta da

contrao da lava quando arrefece e desenvolve um sistema de fendas Pentagonais, perpendiculares

superfcie, muito semelhantes ao que acontece quando a argila seca.

A ocorrncia das rochas gneas classificada de acordo com as formas:

- Formas concordantes: Sil, Laclitos, Laplito, Faclito

- Formas discordantes: dique, heck, veio, neck, batlitos e stocks, etc.

Estas rochas so compostas de feldspato (59,5%), quartzo (12%), piroxnios e anfibolitos

(16,8%), micas (3,8%) e minerais acessrios (7%). Ocupam cerca de 25% da superfcie terrestre e 90%

do volume terrestre, devido ao processo de gnese.

4.2.1 PRINCIPAIS ROCHAS GNEAS

Tabela 4. 1 - Principais rochas gneas

4.3 ROCHAS SEDIMENTARES

Na definio estrita, so aquelas formadas a partir do material originado da destruio erosiva de

qualquer tipo de rocha. Na definio mais ampla, incluem tambm qualquer material proveniente das

atividades biolgicas. Estas so nicas que podem ter fsseis. Estas partculas so chamadas de

sedimentos que aps serem transportados pela ao dos ventos, guas de superfcie ou pelo gelo,

depositam-se em camadas e sofrem processos de litificao (compactao, cimentao e recristalizao),

resultando em rochas sedimentares. Os sedimentos formam-se na superfcie medida que as rochas vo

sendo alteradas e erodidas. O intemperismo so todos os processos qumicos e fsicos que desintegram e

decompem as rochas em fragmentos de vrios tamanhos. As partculas das rochas fragmentadas so,

ento, transportadas pela eroso, que o conjunto de processos que desprendem o solo e as rochas,

transportando-os para os locais onde so depositados (Figura 4.10). A dinmica deste transporte

fortemente controlada pela gravidade e pela energia do agente transportador, de modo que os sedimentos

so sempre carregados de regies mais altas para terrenos mais baixos e so depositados quando a energia

do agente transportador diminui. Como resultado de sucessivos transportes e deposies formam-se

camadas ou estratos de sedimentos, disposio caracterstica da grande maioria das rochas

sedimentares. Correspondem a 80% da rea dos continentes, existe grande probabilidade de conterem

material fssil e formam as bacias sedimentares.

4.3.1 ROCHAS SEDIMENTARES CLSTICAS

So as rochas formadas de fragmentos de rochas pr-existentes. O tamanho de material clstico

transportado depende tanto da energia quanto da viscosidade do agente transportador. Assim, o ar (agente

transportador de menor viscosidade) dificilmente consegue carregar gros muito grandes, mas o tamanho

de gro pode ser um pouco maior ou menor dependendo da velocidade do vento.

Dessa forma, um aspecto textural fundamental das rochas sedimentares o ta