Este blog é destinado para a geologia e as ciências da terra. Ele está disponível para o uso aproveitável de qualquer indivíduo que estiver a fazer uma busca de informação neste blog. Espero que seja de muita importância. Tmbám espero receber muitos comentários construtivos e críticos. Obrigado do coração!!!
A Geologia de Petróleo refer-se a um enquadramenton específico das disciplinas geológicas que são aplicadas para a pesquisa de hidrocabonetos (ver o artigo de hidrocarbonetos) (exploração de petróleo).
A Figura ao lado representa uma armadilha (trap) estrutural, onde uma falha justapós um reservatório poroso e permeavel contra um selo (seal) impermeavel. O petróleo (mostrado em vermelho) acumula-se contra o selo. Qualquer petróleo que migrar a partir da fonte escapará na superficie.
Análise de Bacias Sedimentares
A geologia de petróleo preocupa-se principalmente com a avaliação de 7 elementos-chave nasbacias sedimentares (ver o atrigo de bacias sedimentares ainda por anexar): fonte (source) (ver o artigo de fonte ainda por anexar), reservatório, selo (seal), armadilha (trap), tempo, maturação e migração.
Em geral, todos estes elementos devem ser assessados via uma "janela" (window) limitada no mundo subsuperficial fornecido por um (ou possivelmente por mais) poços (ver o artigo sobre poços ainda por anexar) de exploração. Estes poços apresentam somente um segmento 1-dimensional na Terra e a habilidade de inferir características 3-dimensionais a partir deles é uma das mais fundamentais na geologia de petróleo. Recentemente, a disponibilidade de dados sísmicos 3-dimensionais barratos e de alta qualidade (a partir de sismologia de reflexão, ver o seu artigo ainda por anexar) adicionou grandemente a precisão de tal interpretação. A secção seguinte discute esses elementos de forma resumida.
A avaliação dafonte usa os métodos de geoquímica (ver o artigo de geoquímica ainda por anexar) para quantificar a natureza das rochas ricas em materiais orgânicos que contêm os precursores para hidrocarbonetos, tal que o tipo e a qualidade de hidrocarboneto expelido possam ser assessados.
O reservatório é uma unidade litológica ou conjunto de unidades litológicas permeáveis que contêm reservas de hidrocarbonetos. A análise de reservatórios num nível mais simples requer um assessamente à sua porosidade (ver o artigo sobre a porosidade ainda por anexar) (para calcular o volume de hidrocarbonetos in situ) e a sua permeabilidade (ver o artgo sobre a permeabilidade ainda por anexar) (para calcular quão facilmente os hidrocarbonetos fluirão para fora deles). Algumas das disciplinas chave usados na análose de reservatórios são os campos de estratigrafia (ver o artigo sobre estratigrafia ainda por anexar), sedimentologia (ver o artigo sobre sedimentologia ainda por anexar) e engenharia de reservatórios (ver o artigo sobre engenharia de reservatórios ainda por anexar).
O selo (seal) ou rocha de capa/cobertura (cap rock) é uma unidade com permeabilidade baixa que impede o escape de hidrocarbonetos a partir da rocha de reservatório. Os selos comuns envolvem evaporitos (ver o seu artigo ainda por anexar), giz (chalks) (ver o seu artigo ainda por anexar) e shales (ver o seu artigo ainda por anexar). O análise de selos envolve o assessamento da sua espessura e extensão, para que as suas eficiencias possam ser quantificadas.
A armadilha (trap) é uma feição estrutural ou estratigráfica que garante a justaposição do reservatório e selo tal que os hidrocarbonetos permanecem armadilhados na subsuperfície, do que escapar (devido a sua natureza de flutuação) (ver o artigo sobre a fluctuação) e serem perdidos.
Uma análise de maturação envolve um assessamento da históris termal da rocha fonte para que se faça previsões da quantidade e tempo de geração e expulsão de hidrocarbonetos.
Os estudos minuciosos de migração revelam informações sobre como é que os hidrocarbonetos se movem a partir da fonte até ao reservatório e ajudam para quantificar a fonte dos hidrocarbonetos numa área particular.
Análise das Rochas Fontes
Em termos da análise rocha fonte, devem ser estabelecidos vários factos. Em primeiro lugar , a pergunte sobre se existe actualmente qualquer rocha fonte na área deve ser respondida. A delineação e a identificação de potenciais rochas fontes depende dos estudos da estratigrafia, paleogeografia (ver o artigo sobre paleogeografia ainda por anexar) e sedimentologia local para determinar a probabilidade dos sedimentos ricos em matéria orgânica que foram depositados no passado.
Se a probabilidade de lá existir uma rocha fonte pensa-se que é elevada, o próximo assunto a tratar é o estado de maturidade termal (ver o artigo) da fonte e o tempo de maturação. A maturação de rochas fonte (ver diagênese e combustveis fósseis) depende fortemente da temperatura, tal que a maior parte da geração de petróleo ocorre num intervalo de "60-120" oC. A geração de gás começa nas temperaturas similares, mas pode continuar até além desse intervalo, quiça tão altas como 200 oC. Para determinar a probabilidade da geração de petróleo/gás, a história termal da rocha fonte deve ser calculada. Isso faz-se com uma combinação de análises geoquímicas da rocha fonte (para detereminar o tipo de kerogenes presentes e as suas características de maturação) (ver o artigop de kerogene) e os métodos de modelamento da bacia (ver o artigo de modelamento da bacia ), tais como back-stripping (ver o artigo) para modelar o gradiente térmico (ver o seu artigo) na coluna sedimentar.
Análise de Resrvatórios
A existência de uma rocha reservatória (tipicamente arenitos e calcários fracturados) é determinada atarvés duma combinação de estudos regionais (isto é, análise de ouros poços na área), estratigrafia e sedimentologia (para quantificar o padrão e a extrensão da sedimentação) e interpretação sísmica. Uma vez identificado um possível reservatório de hidrocarbonetos, as características físicas chaves de um reservatório que são de interesse para um explorador de hidrocarbonetos são a sua porosidade e permeabilidade. tradicionalmente, estas foram determinadas através do estudo de amostras de mão, partes contíguas do reservatório que afloram na superfície pela técnica de avaliação de formação (ver o artigo) uasando instrumentos de linha de fio (wireline tools) passados para baixo do próprio poço. Os avanços modernos na aquisição de dados sísmicos ( ver o artigo) e o processamento têm significado que os atributos sísmicos de rochas subsuperficiais estão prontamente disponiveis e podem ser usados para inferir propriedades físicaa/sedimentares das próprias rochas.
1.Introdução Na Química Orgânica, um hidrocarboneto é um composto orgânico consistente inteiramente de hidrogênio e carbono. Com relação a terminologia quimica, os hidrocarbonetos aromáticos ou arenos, alcanos, alcenos (ou alquenos) e compostos baseados em alcinos (ou alquinos) compostos inteiramente de hidrogênio ou carbono são designados de hidrocarbonetos “puros”, enquanto outros hidrocarbonos com compostos ligados ou impurezas de enxofre ou nitrogênio, são designados de “impuros”, e continuam a ser designados um tanto erroneamente de hidrocarbonetos.
Hidrocarbonetos podem consistir de “espinhas dorsais” ou “esqueleto” compostos inteiramente de carbono e hidrogênio e outros compostos ligados, e carecem dum grupo funcional que geralmente facilita a combustão.
A maioria dos hidrocarbonetos encontrados naturalmente ocorrem no petróleo cru, onde a matéria orgânica decomposta fornece uma abundância de carbono e hidrogênio que, quando ligados, podem catenar para formar cadeias aprentemente ilimitadas.
2. Types of hydrocarbons As classificações de hidrocarbonetos definidas pela nomenclatura IUPAC (International Union for Pure and Applied Chemistry= União Intenacional para a Quimica Pura Aplicada) de Quimica Orgânica são como se segue:
· Hidrocarbonetos Saturados (alcanos s) os simples das espécies de hidrocarbonetos e são compostos inteiramente de ligações simples e são saturados com hidrogênio. A fórmula geral para hidrocarbonetos saturados é CnH2n+2 (assumindo estrutura não-cíclica). Os hidrocarbonetos saturados são a base dos combustíveis de petróleo e são encontrados quer como espécies lineares quer ramificadas. Os hidrocarbonetos com as mesmas fórmulas moleculares mas fórmulas estruturais diferentes são chamados de isómeros.
· Hidrocarbonetos insaturados têm uma ou mais ligações duplas ou triplas entre os átomos de carbono. Aqueles com uma ligação dupla são chamados de alcenos (ou alquenos), com a fórmula CnH2n (assumindo estrutura não-cíclica). Aqueles que contém ligações triplas são chamados de alcinos (ou alquinos), com a fórmula CnH2n-2.
· Cicloalcanos são hidrocarbonetos que contém um ou mais aneis de carbono aos quais os átomos de hidrogênios estão ligados. A fórmula geral para um hidrocarboneto saturado que contém um anel é CnH2n.
· Hidrocarbonetos aromáticos, também conhecidos como arenos, são hidrocarbonetos que têm pelo menos um anel aromático.
Os hidrocarbonetos podem ser gases (ex. metano e propano), liquidos (ex. hexano e benzeno), cerras ou sólidos de fusão baixa (ex. cerra de parafina e naftaleno) ou polímeros (ex. polietileno, plipropileno e plistireno).
2.1 General properties Por causa das diferênças na estrutura molecular, a fórmula impírica permanece diferente entre hidrocarbonetos; nos alcanos, alcenos e alcinos, a quantidade de hidrogênio ligado diminui nos alcenos e alcinos devido ao “ligamento espontâneo” ou catenação de carbono prevenindo a saturação inteira de hidrocarboneto pela formação de ligações duplas ou triplas.
Esta habilidade inerente dos hidrocarbonetos ligarem-se uns aos outros designa-se catenação, e permite que o hidrocarbono forme moléculas mais complexas, tais como ciclohexano, e em casos mais raros, arenos tais como benzeno. Esta habilidade vem do facto de o carácter de ligação entre átomos de carbono ser inteiramente não polar, em que a distribuição de electrões entre os dois elemntos é um tanto par devido aos mesmos valores de electronegatvidade dos elementos (~0.30), e não resulta na formação de um electrófilo.
Geralmente, com catenação vem a perda da quantidade total de hidrocarbonetos ligados e um aumento na quantidade de energia requerida para a ligação de clivagem devido à deformação (strain) exercida sobre a molécula; nas moléculas tais como ciclohexano, isso designa-se deformação de anel (ring strain), e ocorre devido à configuração electrónica espacial “estabilizada” do átomo.
Na quimica simples, como por teoria de ligação de valência, o átomo de carbono deve seguir a “regra de hidrogênio número 4”, que afirma que o número máximo de átomos disponíveis para ligar com carbono é igual ao número de electrões que são atraidos para dentro da camada externa do carbono. Em termos de camadas, o carbono consiste de uma camada externa incompleta, que compreende 4 electrões, e dessa maneira 4 electrões disponíveis para ligação covalente ou dativa.
Alguns hidrocarbonetos são também abundantes no sistema solar. Lagos de metano e etano liquidos foram encontrados no Titano, a lua mais grande de Saturno, confirmados pela Missão de Cassini-Huygens.
2.3 Aplicação Os hidrocarbonetos são uma das fontes de energia mais importantes da Terra. A aplicação predominante de hidrocarbonetos é como uma fonte de petróleo combustível. Na sua forma sólida, os hidrocarbonetos toma a forma de asfalto.
Misturas de hidrocarbonetos voláteis agora são usados de preferência para clorofluorocarbonos como um propelante para sprays aerosois, devido ao impacto de clorofluorocarbonos na camada de ozono.
Metano [1C] e etano[2C] são gasosos à temperaturas ambientes e podem ser liquefeitos prontamente por apenas pressão. Propano [3C] facilmente liquefaz-se, e existe nas “garrafas de propano” muitas vezes como um liquido. Butano [4C] facilmente liquefaz-se e fornece um combustivel seguro e volátil para pequenos isqueiros de bolso. Pentano [5C] é um liquido claro a temperatura ambiente, usado comumente na quimica e industria como um solvente incolor quase poderoso de cerras e compostos orgânicos de elevado peso molecular, incluindo greases. Hexano [6C] é também um solvente não-polar e não-aromático vastamente usado, bem como uma fracção significante de gasolina comum.
Os alcanos, alcenos de [6C] até [10C] e cicloalcanos isoméricos são os componentes principais de gasolina, nafta e combustivel de jato e misturas de solventes industriais especializadas. Com a adição progressiva de unidades de carbono, os hidrocarbonetos de estruturas não-anelares simples têm elevadas viscosidades, índices de lubrificação, pontos de fusão, temperaturas de solidificação e cores mais carregadas. No extremo oposto a partir de metano [1C] encontram-se os alcatrãos mais pesados que permanecem como a mais baixa fracção numa réplica de refinação de petróleo cru. Eles são recolhidos e utilizados vastamente como compostos de telhados, composição de pavimentos, preservativos de madeira (a série de creosete) e como liquidos resistentes de viscosidade extremamente elevada.
2.4 Queimando hidrocarbonetos Os hidrocarbonetos são correntemente a fonte principal de energia eléctrica mundial e fontes de calor (tal como aquecimento de casa) por causa da energia produzida quando queimados. Muitas vezes esta energia é usada directamente como calor tais como aquecedores de casa, que utilizam petróleo ou gás natural. O hidrocarboneto é queimado e o calor é usado para aquecer água, que é depois circulada.
Como o metano liberta somente 1 dióxido de carbono (CO2) para duas moléculas de águas (H2O), ele é considerado o combustivel mais limpo.
Petroleum
As refinarias de petróeo são a chave de obtenção de hidrocarbonetos; o petróeo cru é processado por vários estágios para formar os hidrocarbonetos desejados, usados no combustivel e outros productos comenciais.
Os hidrocarbonetos liquidos extraidos geologicamente são designados de petróleo (literalmente “petróleo de rocha”=rock oil) ou petróleo mineral, enquanto que hidrocarbonetos geológicos gasosos são designados de gás natural. Todos são fontes significantes de combustivel e matéria bruta para a produção de quimicos orgânicos e são comumente encontrados na subsuperfície da Terra usando os instrumento de geologia de petróleo.
Asreservas de petróleo nas rochas sedimentares são a fonte principal de hidrocarbonetos para a industrias de energia, transporte petroquimicas.
Os hidrocarbonetos são de primeira importância económica porque contêm os constituintes dos maiores combustiveis fósseis (carvão, petróleo, gás natural, etc) e os seus derivados plásticos, parafinas, cerras, solventes, etc. na poluição urbana, estes componentes-juntos com NOx e a(o) luz (brilho) do sol- todos contribuem para a formação de ozono troposférico e gases de estufa.
O vapor de água condensa para água líquida no arrefecimento. Se mantivermos uma pressao constante, a água líquida aparece abruptamente à uma temperatura particular. A pressão é então chamada pressão de vapor para essa temperatura. A grandes pressões a temperatura de condensação é elevada e pequenas pressões a temperatura é baixada como se mostra graficamente pela curva TC (a curva de "vapor-pressão") na Figura 13-1(ainda por anexar).
Se durante a condensação, mantivermos uma pressão fixa e continuarmos a subtrair calor, a temperatura fica constante desde que reste qualquer vapor para condensar. Quando toda a água está na forma líquida, a temperatura começa a cair e cai firmemente até que se alcance o ponto onde começa o congelamento. Aqui a temperatua torna-se constante mais uma vez e permanece fixa até que o líquido desapareça. Elevar a pressão, baixa o ponto de congelamento, uma relação representada pela linha TA na Figura 13-1. Esta linha e a curva de vpor-pressão intersectam-se em T que é evidentemente um ponto no qual vapor, pressão e líquido podem todos coexistir. A temperaturas inferiores àquela representada pelo ponto T a água líquida não pode estar presente; o vapor em arrefecimento condensa directamente para gelo, a curva de vapor-pressão para o gelo é TB.
A substância H2O exibe 3 fases-vapor, líquido e sólido. Na figura 13-1 no canto direito, além da linha TC, está presentada apenas única fase de vpor de água. Porque duas variaveis podem mudar, dentro de limites, sem alterar o número de fases, dizemos que o sistema tem 2 graus de liberdade(f). Por contraste, numa conbinação de P-T representada por um ponto em TC, duas fases (líquido e vapor) podem coexistir e o número de garus de liberdade é mais pequeno. Se a temperatura aumentar, a fase líquida desaparecerá a menos que a pressão também aumente; se a pressão decresce, a temperatura deve decrescer para preservar as duas fases. Por outras palavras, pode alterar uma variável à vontade mas esta mudança fixa automaticamente a outra variável se queremos que persista o nosso sistema de duas fases. Dizemos que o sistema tem somente um grau de liberdade. Se a pressão ou a temperatura mudar, não importa em que direcção, pelo menos uma fase deve desaparecer. Desta forma, quando as três fases estão presentes, o sistema tem zero graus de liberdade. A equacção a seguir designa-se regra de fase
f=c+2-p
onde f é graus de liberdade, c é o número de componentes e p é o número de fases.
Eutéctico e Soluções Sólidas
Eutéctico
Se uma mistura de anortite (CaAl2Si2O8) e diopside (CaMgSi2O6) é fundida numa cápsula de platina e permitida arrefecer devagar, sólido produzido é uma mistura de cristais separados dos 2 minerais. Dos fundidos ricos em diopside os primeiros cristais a se formarem são diopside; se mais e mais anortite é incluido no fundido, a temperatura da primeira cristalização cai firmemente. Os fundidos ricos em anortite dão anortite como cristais formados primeiro, e o ponto de fusão fica progressivamente baixo à medida que o diopside é adicionado (Figura 13-2, ainda por anexar).
A linha DE mostra os pontos de fusão de misturas ricas em diopside, a linha AE mostra os pontos de fusão de misturas ricas em anortite. As curvas intersectam-se em E, que é a temperatura mais baixa na qual uma fase sólida pode existir neste sistema.
As curvas mostram não somente os pontos de fusão mas também o decurso de cristalização de qualquer mistura. Um fundido com 20% de anortite, por exemplo, arrefece para dar cristais de diopside a 1350°C. A medida que diopside é removido do líquido, a composisão do líquido muda e o seu ponto de fusão decresce, representado por um ponto em DE. Quando a composição do líquido alcançou 58% diopside e 42% anortite (correspondente a E), anortite começa a cristalizar juntamente com o resto de diopside e a temperatura permanece constante até que a cristalização seja completa. A temperatura de fusão mais baixa E chama-se temperatura eutéctica, e a composição correspondente a E chama-se uma mistura eutéctica. De acordo com a figura dizemos que uma mistura de 20% de anortite segue uma linha MN até intersectar DE em N, e seguir NE para E. De modo similar, uma mistura de 30% diopside segue PQ para Q, depois QE para E. O líquido remanescente em E nos últimos estágios de cristalização poderá ser o mesmo para as duas misturas, ou para qualquer outra mistura.
N.B. A fusão duma mistura sólida de anortite-diopside segue o mesmo percurso invertido. O líquido aparece prikmeiro na temperatura eutéctica e o líquido tem a composição eutéctica.
Versão de Anthony R. Philpotts
As abcissas nas Figuras 10-2a e b são as mesmas. Porque se está a tratar com uma solução de 2 componentes, um decréscimo na fracção molar de diopside deve ser acompanhado por um aumento correspondente na fracção molar de anortite.
Neste diagrama, o abaixamento do ponto de fusão de diopside é acompanhado por enriquecimento do fundido em anortite. De facto, quando o liquidus de diopside decresce até 1337oC, o fundido tornou-se tão enriquecido neste componente até que o liquidus de anortite é encontrado. Qualquer nova tentativa de descer o liquidus de diopside poderia ser acompanhada por cristalização de anortite. Isso poderia prevenir o liquido de tornar-se mais enriquecido neste componente e, desta maneira, prevenir qualquer novo abaixamento do p[onto de fusão de diopside. Estes argumentos aplicam-se igualmente ao abaixamento de ponto de fusão de anortite devido a diluição por diopside. A conclusão deve ser que sob condições de equilibrio e à pressão especificada para o diagrama, a temperatura do líquido não pode ser baixada além do ponto de intersecção das linhas de liquidus para as fases envolvidas. Este ponto de intersecção é conhecido como eutéctico e está marcado com E na Figura 10-2c. Abaixo do eutéctico, o liquidus duma fase é meta-estável e pode ser seguido somente se a outra fase falhar cristalizar devido aos factores cinéticos. Por esta razão, os liquidus de diopside e anortite estão tracejados abaixo do eutéctico.
Versão de Krauskopf e McGraw-Hill
Solução sólida Uma mistura de albite (NaAlSi3O8) e anortite (CaAl2Si2O8) fundida e permitida arrefecer muito devagar dá cristais de apenas um único tipo, “uma solução sólida” dos dois minerais. Na Figura 13-3, o albite puro funde a1118 oC, anortite puro a 1552 oC, e mistura tem pontos de fusão intermédios. Um fundido de 40% albite, por ex., arrefece a cerca de 1470 oC antes de aparecerem cristais (ponto X). A composição dos primeiros cristais formados não é a composição de anortite puro, mas um tanto entre; a composição determinada experimentalmente está mostrada pelo ponto Y. À medida que se formam cristais de composição Y, o fundido é empobrecido em anortite e enriquecido em albite, tal que o seu ponto de fusão deve decrescer constantemente (linha XK). A gora, se os primeiros cristais formados permanecem suspensos no fundido, eles estão fora do equilibrio à medida que a temperatura cai e devem reagir com o fundido para formar soluções sólidas de elevado conteúdo de albite. Dessa forma, a qualquer temperatura ao longo da linha XK o fundido remanescente está em equilibrio com um sólido rico em anortite, e a composição de tanto líquido quanto sólido muda progressivamente. À qualquer temperatura, a composição do líquido é dada por um ponto em XK, e aquela do sólido por um ponto em YL; dessa maneira, à 1450 oC um líquido de composição R está em equilibrio com cristais de composição S. A cristalização termina quando o último fundido remanescente alcança a composição K e os cristais têm a composiçã L-idêntica, claro, à composição do líquido original.
Quando os cristais de plagioclase são aquecidos, o primeiro líquido a se formar tem uma composição mais rica em Na do que os cristais. Por ex., se os cristais contêm 50% albite, o primeiro fundido contém 87% albite e 13% anortite (pontos F e G, respectivamente). À medida que a temperatura sobe, tanto líquido quanto sólido mudam a sua composição (ao longo de FLY e GKX, respectivamente) até que os últimos cristais fundam para dar um líquido de composição 50% albite, a mesma que o sólido original.
A linha superior na Figura 13-3, mostrando composições de fase líquida à temperaturas diferentes, é chamada liquidus do sistema. A linha inferior, mnostrando composições de fase sólida, é chamada sólidus.
Versão de Antony R. Philpotts
Sistema Binário De Diopside-Anortite Consideremos o arrefecimento e cristalização dum líquido consistente de 75% anortite e 25% diopside (x na Figura 10-4). Construimos primeiro uma linha vertical que marca a composição em grosso. Tal linha conhece-se como isopleta (do inglês isopleth), uma linha de composição constante. Uma vez construida ela, a sequência de cristalização pode ser lida directamente a partir das assembleias de fases encontradas pela isopleta à medida que ela descende por cada região de fase. Isso assume que a composição total permanece inalterada durante o arrefecimenton, isto é, nada é adicionado ou subtraido do sistema.
No arrefecimento, o líquido encontra primeiro o liquidus de anortite em l1 à temperetura T1. Mais arrefecimento, sob condições de equilibrio, causa a cristalização de anortite que, por sua vez, enriquece o fundido em diopside. Mas para o líquido permanecer em equilibrio com cristais de anortite, o enriquecimento em diopside deve ser acompanhado pelo arrefecimento a uma taxa que mantém o líquido no liquidus de anortite.
Quando a temperatura caiu até 1400 oC, a composição do líquido terá mudado para l2. Sabemos que a composição do sistema em grosso manteve-se inalterada (a isopleta) e que a 1400 oC o líquido com composição l2 coexiste com cristais de anortite.
Com temperatura em queda, a proporção do líquido decresce à medida que o líquido muda a sua composição ao longo de liquidus, alcançando eventualmente o ponto eutéctico. Neste ponto, o começo da cristalização da diopside previne a composição do líquido de mudar mais. Porque o líquido eutéctico cristaliza tanto diopside quanto anortite e ainda não muda a sua composição, estas fases devem cristalizar precisamente na mesma proporção como elas estão no fundido, isto é, 58% diopside e 42% anortite.
Uma vez cristalizado todo o líquido eutéctico, os sólidos, que consistem de 75% anortite e 25% diopside, estão livres para arrefecer.
Neste tratamento, o equilibrio foi mantido entre os cristais e o líquido em todos os momentos e o arrefecimento do fundido originou o que se chama de cristalização em equilibrio. Se,por outro lado, são removidos ou, doutro modo, prevenidos de estar em equilibrio com o fundido do qual eles formaram, resulta a cristalização fraccional. Isso poderia acontecer, por ex., se os cristais fossem mais densos do que o líquido; eles poderiam separar-se então por afundamento. Tal faccionação muda efectivamente a composição em grosso, esgotando-a na fase que está a separar.
A cristalização fraccional não precisa ocorrer continuamente mas pode ocorrer em estágios. Por ex., fundido com composição 75% anortite e 25% diopside pode arrefecer, sob condições de equilibrio, até 1400 oC, a temperetura a qual o fundido poderia a composição l2. Neste estágio, todos os cristais poderiam ser removidos deixando somente o líquido l2. Este poderia fornecer uma nova composição de começo através da qual se pode construir outra isopleta que está mais próxima do eutéctico do a original. Não considerando-se que a fraccionação é contínua ou em estágios, o seu efeito é sempre de produzir líquidos que estão mais próximos dos eutécticos na composição.
Versão de Krauskopf e McGraw-Hill
Sistema Binários Complexos Eutéctico Duplo No sistema sílica-nefelina, sólidos de 3 composições diferentes podem formar-se: SiO2 (como tridimite e quartzo); nefelina, NaAlSiO4; e albite, NaAlSi3O8. Na linguagem da regra de fase, apenas 2 componentes estão presentes, uma vez que uma das substâncias é derivável das outras duas:
2SiO2 + NaAlSiO4 = NaAlSi3O8
De acordo com a regra de fase os 3 sólidos não podem coexistir, poeque poderia haver um total de 4 fases (3 sólidos+1líquido), e isso conduziria a um valor negativo de f :
f=c-p+1=2-4+1=-1
Qualquer dos pares sílica-albite ou nefelina-albite pode coexistir, e ambos pares formam eutécticos simples como se mostra na Figura 13-5 (ainda por anexar). A interpretação deste diagrama não é diferente daquela para Figura 13-2 (ainda por anexar): qualquer fundido ao arrefecer alcança uma das misturas eutécticas, a opção depende se a composição original é mais ou menos rica em sílica do que albite puro. A remoção dos cristais recem-formados não pode afectar o decurso de cristalização e pode conduzir apenas a um sólido que tem uma mistura eutéctica numa parte e uma ligeira concentração dum dos minerais noutra parte. O diagrama ilustra a impossibilidade dos 3 sólidos possíveis coexistirem ou de sílica e nefelina a se cristalixarem juntos do mesmo fundido.
Versão de Antony R. Philpots Qualquer líquido com uma composição no lado de anortite do eutéctico, cristaliza primeiro o anortite. De facto, se a composição está longe do eutéctico, anortite cristaliza acima dum intervalo considerável de temperetura antes de aparecer diopside no eutéctico. Os primeiros cristais de anortite formados são consequentemente grandes do que os últimos cristais formados, e resulta numa textura porfirítica, com fenocristais de anortite (Figura 10-4, ainda por anexar). Os fenocristais são formados a partir da fase cujo liquidus é encontrado primeiro pelo magma em arrefecimento. Se erupção vulcânica de um fundido no liquidus de anortite resulta num arrefecimento rápido, o liquido nunca pode cristalizar diopside e os fenocristais podem estar cercados por vidro. A textura resultante chama-se vitrofírica.
Uma situação interessante desenvolve-se no eutéctico poeque aqui ambos minerais cristalizam juntos. Ao contrário dos fenocristais, que são livres de desenvolver as suas próprias faces de cristais, os minerais a se formarem no eutéctico devem acomodar os hábitos de crescimento de cada um. Isso resulta em texturas características conhecidas como intercrescimento eutéctico. Plagioclase e piroxena, por ex., formam o que se desigana de textura ofítica (Figura 10-4, ainda por anexar), com ripas (do inglês, laths) alongados de plagioclase embutidos em grandes cristais de piroxenas. Uma textura particular envolvendo quartzo e feldspato alcalino chama-se granito grafítico (Figura 10-5, ainda por anexar), porque os grãos de quartzo, que estão embebidos nos grandes cristais de feldspato, têm formas que se assemelham aos caracteres de uma ecrita cuneiforme (1062 oC).
Versão De Krauskopf & McGraw-Hill
Eutéctico Com Fusão Incongruente O sistema sílica-leucite é outro ex. de sistema de 2 componentes com 3 sólido possíveis (sílica, feldspato potássico e leucite), mas a relação entre os sólidos é diferente. O feldspato potássico é instável à temperaturas acima de 1150oC, decompondo-se em leucite e líquido rico em sílica:
KAlSi3O8=KAlSi2O6 + SiO2
O feldspato potássico (K-fs) funde incongruentemente. Líquidos com composições próximas daquela de feldspato potássico não podem produzir este mineral como um produto directo de cristalização dum fundido; leucite de cristalizar primeiro e depois mudar para feldspato potássico no arrefecimento por reacção com o líquido. Este comportamento está representado na Figura 13-6 (ainda por anexar).
A parte da direita do diagrama (composição O à 58% Ne) é obviamente um eutéctico simples, quer sílica quer feldspato potássico a se precipitar primeiro e o líquido depois disso a mudar de composição em direcção ao ponto eutéctico. Os fundidos com mais de 58% KAl Si2O6 têm uma história de arrefecimento mais complicada. Considere primeiro um líquido com somente 15% SiO2 (ponto A). À medida que ele arrefece, leucite começa a cristalizar a cerca de 1590 oC (ponto B). A remoção de leucite significa que o líquido fica cada vez mais rico em sílica, as suas mudanças em composição são mostradas pelos pontos na linha BI. Quando a temperatura cai até 1150 oC, leucite jamais é estável na prasença de fundido; ele reage com o fundido para formar feldspato potássico, e mais feldspato potássico precipita directamente, tal que a composição fica no ponto I até que se esgote o líquido. O sólido final consiste de feldspato potássico mais a leucite remenescente que não reagiu. Se o fundido original tivesse 30% SiO2 ao invés de 15% (ponto C), a história de arrefecimento seria a mesma excepto que agora toda a leucite poderia reagir em I e algum líquido teria sido sobrado. À medida que o arrefecimento continua, o feldspato potássico poderia precipitar desse líquido e a composição desse líquido poderia mudar ao longo linha IE até que se alcance a composição eutéctica. O sólido final poderia consistir de K-fs+Si. Se, finalmente, o líquido original tem precisamente a composição de feldspato potássico (ponto D), a leucite novamente cristaliza primeiro; no ponto I ela reage com o líquido, mas desta vez o líquido não sobra. O sólido resultante seria feldspato puro. Dessa maneira, o produto bruto (do inglês, net product) de cristalização neste sistema é similar àquele para o sistema sílica-nafelina: sílica e feldspato potássico se a composição original é mais rica em sílica do que feldspato potássico; leucite e feldspato potássico se a composição original é menos rica em sílica.
Eutéctico Com Fusão Incongruente A clinoenstatite funde incongruentemente a 1557 oC, tal que forsterite é a primeira substância a cristalizar de todos os fundidos contendo inicialmente menos de 51% de moles de SiO2. Se o equilibrio é mantido, o primeiro forsterite formado poderia reagir com o líquido a 1557 oC para formar clinoenstatite, o acabamento da reacção dependendo da composição original. Mas se o equilibrio não é mantido, forsterite pode sair e o líquido remanescente pode alcançar o eutéctico de clinoenstatite-sílica, mesmo se a composição inicial é baixa em sílica. A analogia à cristalização em rochas máficas é óbvia: a olivina formada primeiro pode falhar reagir completamente com o magma para formar piroxena tal que os cristais de olivina podem ser preservados numa rocha aparentemente saturada em sílica e quartzo pode formar a partir do magma inicialmente deficiente em sílica. Dessa forma, espessos fluidos de basaltos e soleiras de doleritos podem ter acumulações de olivina perto da sua base e quartzo intersticial perto do seu topo; e os grãos de olivina num basalto podem estar cercados por cristais de piroxenas delgados (“bordas de reacção”), como se eles fossem apanhados no processo de reacção com o líquido (ver Figura 13-7, ainda por anexar).
Versão de Antony R. Philpotts
Sistamas Binários Com Compostos Binários Examinemos o diagrama de Mg2SiO4-SiO2 de fase binária que contem o composto enstatite de fusão incongruente binária. Na Figura 10-7 (ainda por anexar) está mostrado apenas o lado pobre em silica para focalizar na fusão incongruente. Um eutéctico (E) entre enstatite e cristobalite tem uma temperatura de 1543oC e uma composição de 38% de silica. A partir deste ponto, o liquidus de enstatite levanta até ao que seria o ponto de fusão congruente de enstatite puro (Tcm), mas antes de chegar lá, ele é intersectado (P) pelo liquidus de forsterite a 1553 oC. acima dessa temperatura, que é o ponto de fusão incongruente de enstatite (Tim), o liquidus de enstatite é meta-estável.
O aquecimento de enstatite até 1557oC resulta na formação de líquido de composição P e cristais de forsterite. A presença dessas 3 fases (En, Foe Líquido) num sistema binário à pressão de 1 atm resulta numa assembleia invariante isobárica (f=c+2-p=1). A composição do liquido (P) e a temperatura devem permanecer constantes até que enstatite funda completamente. O aquecimento contínuo causa a dissolução de forsterite no liquido, que muda de composição ao longo de liquidus de forsterite. Com temperatura crescente, a proporção de cristais de forsterire decresce e torna zero a temperatura TL, onde o liquido tem a composição de enstatite (lEn). O desparecimento de enstatite resulta num ganho de grau de liberdade, e o liquido está livre para deixar o liquidus e subir ao longo da isopleta com novo aquecimento. Liquido de composição X1, na Figura 10-7 (ainda por anexar), intersectará, no arrefcimento, o liquidus de forsterite a 1600 oC. Arrefecimento contínuo sob condições de equilibrio causa acristalização de forsterite e enriquecimento do fundido em silica. Quando o liquido alcança o ponto P (1557oC), ele começa a reagir com cristais de forsterite para formar enstatite. Porque o sistema agora tem 3 fases, ele é invariante isobaricamente e o liquido permanece em P até que a reacção de formação de enstatite seja completa. Os pontos de reacção nos diagramas de fase, tal como P, são conhecidos como peritéticos. A reacção em P consome tanto liquido quanto forsterite e, dependendo da composição em grosso, uma ou oura destas fases pode ser consumida primeiro, terminando dessa maneira a reacção. No único caso de a composição ser precisamente aquela de enstatite, tanto liquido quanto forsterite são consumidos simultaneamente para formar enstatite. O sistema é então completamente sólido. Para composição x1 a isopleta cai no lado de enstatite [obre em silica, e arrefecer abaixo do eutéctico deve envolver somente forsterite e enstatite. No ponto peritéctico todo o liquido deve ser consumido na reacção e somente sólidos, forsterite e enstatite, permanecem. Estes minerais poderiam mostrar clara evidência textural de reacção com enstatite a bordejar e encerrar grãos de olivina, como se mostra na inserção da Figura 10-7.
Liquido de composição x2 poderia inicialmente seguir uma sequência de passos de cristalização similar àquela do liquido x1, a posição da sua isopleta indica que no peritéctico, forsterite é a primeira fase a ser consumida totalmente pela reacção. Então, o sistema poderia consistir somente de liquido e enstatite, e dessa maneira o arrefecimento podia resumir-se, com o fundido descendo o liquidus de enstatite até ao eutéctico com cristobalite. Liquido de composição x3, que se encontra no lado do peritéctico rico em silica, não intersecta o liquidus de forsterite de modo algum no arreefcimento. No lugar disso, enstatite forma inicialmente como uma fase primária do que como uma borda de reacção na forsterite.
Ao contrário dos compostos que fundem congruentemente, os incongruentes não mudam de número de eutécticos presentes num sistema. Sob condições de equilibrio, acristalização deve terminar num peritéctico ou eutéctico, e a partir desses, formam-se diferentes assembleias (forsterite+enstatite e enstatite+cristobalite, respectivamente). Liquidos de composição peritéctica, à semelhança daqueles de eutécticos, correspondem estreitamente àlgumas rochas ígneas comuns. Muitos basaltos de inundações continentais (continental flood basalts), por ex., quando projectados em termos dos componentes da Figura 10-7, têm composições próximas de peritéctico. Várias explanações podem ser encontradas para isso. Fusão de qualquer mistura de enstatite e cristobalite deve primeiro produzir um liquido de composição eutéctica. Por outro lado, misturas de enstatite e forsterite não fundem quando aquecidas até temperatura peritéctica e, depois sem considerar as proporções desses minerais, o fundido formado primeiro deve ser de composição peritéctica. É interessante notar que este liquido, quando cristalizado, produzirá alguma trdimite (ou quartzo) numa fase não presente na fonte.
Sistemas Binários Complexos Sem Solução Sólida O sistema KAlSiO4-SiO2 (Figura 10-10, ainda por anexar) importante petrologicamente exibe uma variedade de relações de fases binárias. Primeiro, os componentes kalsilite (Ks) e ortorómbico KAlSiO4 (Ok), e quartzo (Q), tridimite (Tr) e cristobalite (Cr), os compostos binários leucite (Lc) e feldspato potássico (Ksp) estão presentes. Leucite funde congruentemente a 1686 oC, mas feldspato potássico (sanidina) funde incongruentemente para leucite e liquido a 1150 oC, e desta maneira apenas um peritéctico adicional é introduzido no sistema por estes compostos binários. O eutéctico entre ortorómbico e leucite a 1615 oC está a uma temperatura bastante elevada. Mas aquele entre Ksp e Tr a 990 oC é o eutéctico de “granito” neste sistema portador de potássio.
Consideremos a cristalização do liquido marcado pela isopleta na Figura 10-10 (ainda por anexar). Sob condições de equilibrio, leucite começa a cristalizar do liquido a 1600 oC e enriquece o fundido em silica. O arrefecimento continua até o liquido alcançar o peritéctico P à 1150 oC e reage com leucite para formar feldspato potássico. Porque a isopleta imediatamente abaixo do peritéctico está no campo de Lc+Ksp, todo o liquido deve ser consumido no peritéctico, uma vez isso acontecido, leucite e feldspato potássico arrefecem à 490 oC até a leucite ficar instável e quebrar-se para formar um intercrescimento de kalsilite e feldspato potássico, que permanece estável até temperaturas baixas. A leucite, embora instável abaixo de 490oC, ocorre em algumas rochas vulcânicas, mas deve-se à meta-estabilidade causada pelo arrefcimento rápido. Com arrefecimento lento, leucite converte-se em intercrescimento de kalsilite-feldspato potássico. Fazendo isso, ela mantém comumente a morfologia do cristal de leucite original e designa-se pseudoleucite.
Sistemas Binários Com Solução Sólida Completa O diagrama de fase determinado experimentalmente para o sistema Mg2SiO4-Fe2SiO4 à pressão atmosférica está dado na Figura 10-11. consideremos a cristalização em equilibrio dum liquido de composição x neste diagrama. No arrefecimento, este fundido alcança o liquidus à 1675oC (l1) e cristaliza a olivina com uma composição de 80% forsterite (s1). A cristalização desta olivina rica em magnésio enriquece o fundido residual em fayalite. À medida que o fundido desce o liquidus, o equiloibrio exige que a olivina cristalina mude simultaneamente a sua composição ao longo do solidus. Dessa maneira, o sólido reage continuamente com o liquido para produzir olivina mais fayalítica. Quando o liquido alcança l2, por ex., o s≤lido tem uma composição s2. Com arrefecimento contínuo, o fundido desce o liquidus até alcançar l3, o ponto no qual o sólido tem composição s3, que é idêntica à composição em grosso do início (ver a isopleta). Consequentemente, a quantidade de liquido fica zero a essa temperatura e, com apenas uma fase remanescente (s3), o sistema ganha um grau de liberdade e a olivina cristalina está livre para deixar o solidus e arrefecer.
Porque este processo de cristalização envolve apenas 2 fases, liquido e sólido (solução), ele nunca é invariante isobaricamente. Dessa maneira, areacção que ocorre com o arrefecimento é univariante e ocorre continuamente com a temperatua decrescente. Isso está em contraste com a reacção num eutéctico num sistema binário, onde 2 fases sólidas mais liquido produzem uma assembleia invariante isobárica; neste caso, há uma descontinuidade no liquidus (o peritético). Estes dois processos de reacção são comumente designados contínuos e descontínuos, respectivamente.
Sistemas Binários Exibindo Solução Sólida Parcial
Na Figura 10-14 (ainda por anexar), os sólidos ricos em Mn são etiquetados MnOss onde ss indica que é uma solução sólida. Sólido rico em Fe é etiquetado FeOss. Abaixo do solvus (143o oC) somente misturas de fases de MnOss e FeOss são estáveis. Consideremos a cristalização em equilibrio de um líquido de composição x. ele alcança o liquidus de MnOss em l1 com a formação de cristais de composição s1. À medida que o líquido arrefece, o sólido reage continuamente com ele, ficando mais rico em Fe até que a sua composição alcance s2. simultaneamente, o líquido muda a sua composição para P, o peritéctico, o ponto no qual MnO reage com o líquido para formar FeOss de composição s3. A reacção continua sob condições invariantes e isobáricas até que todo o MnOss seja consumido. Se a isopleta tivesse passado para o lado de s3 rico em Mn, todo o líquido teria sido consumido no peritéctico. (Porquê?) Porque apenas FeOss e o líquido permanecem, o arrefecimento contínuo faz com que o sólido desça o solidus de FeOss. Quando ele alcança s4, a composição da isopleta, cristaliza o último líquido de composição l4. O grau de liberdade ganhado permite que o FeOss deixe o solidus e arrefece até que ele intersecte o solvus em s5. O arrefecimento contínuo abaixo desse ponto causa exsolução de MnOss a partir de FeOss, com as composições de âmbas fases a descer os lados opostos de solvus até temperaturas baixas. Este sistema exibe reacções tanto contínuas (s1-s2 e s3-s4) quanto descontínuas (peritéctico).
Geofísica Geofísica é uma ciência voltada à compreensão da estrutura, composição e dinâmica do planeta Terra, sob a ótica da Física. Consiste basicamente na aplicação de conhecimentos e medidas da física ao estudo da Terra, especialmente pela reflexão sísmica, refração, gravidade, magnetismo, eletricidade, eletromagnetismo e métodos radioativos.
Divisões da Geofisica Geofísica interna Analisa a superfície e interior da Terra, fazendo parte os seguintes campos de estudo: Gravimetria - estudo do campo gravitacional terrestre; Geomagnetismo - estudo do campo magnético do planeta; Paleomagnetismo - estudo e descoberta das mudanças magnéticas da Terra em épocas remotas. Geotermometria - Estudo dos processos relacionados à propagação do calor no interior da Terra, especialmente os fenômenos de desintegrações radioativas e vulcanismo; Prospecção geofísica - geofísica aplicada à engenharia e prospeção mineira. Hidrologia - estudo do ciclo da água, sua distribuição no tempo e no espaço. Glaciologia - estudo da água terrestre em forma de gelo. Gravimetria - estudo da direção e intensidade do campo gravitacional terrestre. Sismologia - Estudo dos tremores de terra e da estrutura interna da terra. PS: Oceanografia não pertence ao ramo da Geofísica, pois não estuda propriamente as propriedades físicas da Terra... Geofísica externa Estuda as propriedades físicas no entorno terrestre: Meteorologia - estudo da atmosfera e das alterações climáticas; Aeronomia - trata da investigação físico-química das camadas superiores da atmosfera. Geofísica Espacial - estudo da magnetosfera e interações do vento solar com o campo magnético terrestre. Relações interdisciplinares Astrofísica Astrodinâmica Geoquímica Heliofísica
O Sol, tal como as restantes estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem dentro dele: para fora a pressão termodinâmica, produto das altas |temperaturas internas, e para dentro a força gravitacional. A estrutura solar pode ser dividida em duas grandes regiões: o Interior e a Atmosfera, entre elas se encontra uma fina camada, que pode ser considerada a superfície, chamada Fotosfera.
Interior solar
O interior solar possui três regiões bem diferentes: o núcleo, que é onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. Acima desta achamos a região radioativa e por último a região convectiva. Nenhuma destas regiões pode ser observada de forma direta já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) e o conhecimento que temos delas é através de modelos teóricos ou observações indiretas, principalmente por meio da heliosismologia.
Por cima da região convectiva encontramos a fotosfera. A luz irradiada pela fotosfera não é completamente atenuada pelas camadas superiores e portanto se converte na região mais funda que podemos observar do Sol. Na fotosfera, a emissão acontece em todas as bandas do espectro luminoso produzindo a luz branca característica do Sol ao olho nu. A região encontra-se a uma temperatura média de 5.775 K (ou 5.502 oC) e tem uma densidade de 1014 a 1015 partículas por cm3.
As camadas superiores à fotosfera são chamadas de atmosfera solar. A primeira, logo acima da fotosfera, é a cromosfera, cuja temperatura varia dos 6.000 K até os 30.000 K, com uma espessura de uns 2.300 km, embora existe muita controvérsia a respeito.
A camada mais externa chama-se coroa, e sua temperatura vai de 1 milhão até vários milhões de graus kelvin. Em contrapartida a densidade da coroa é muito baixa, sendo de 1010 cm-3 em sua base e diminuindo em direção oposta ao centro do Sol. A coroa não possui limite superior, pode-se dizer que ela se estende pelo Sistema Solar inteiro. Entre a cromosfera e a coroa há uma estreita faixa chamada região de transição. Um dos grandes problemas da física solar é explicar que mecanismo consegue aumentar a temperatura da atmosfera solar dos perto de 5.500 K da fotosfera para o milhão de graus da Coroa.
Ciclo solar
O ciclo solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso planeta. Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja frequência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções, a cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta.
Ionosfera
A ionosfera se localiza entre 60 e 400 km de altitude, é composta de íons, plasma ionosférico, e, devido à sua composição, reflete ondas de rádio até aproximadamente 30 MHz.
Fotosfera
A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície líquida cheia de bolhas, em ebulição; isso é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos tem em torno de 500km de diâmetro e duram cerca de 10 minutos cada.
Mercúrio é o mais próximo planeta do Sol e portanto o primeiro dos quatro planetas rochosos do sistema solar. Ele também é o menor planeta do nosso sistema, com diâmetro aproximadamente 40% menor do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até menor do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titã, uma lua de Saturno. Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta.
Ambiente geral
Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilômetros de altura e centenas de quilômetros de comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera e a que tem não é decerto suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, que seria a Terra
Satélites
Mercúrio é um dos dois planetas que orbitam o Sol que não tem satélites conhecidos, além de Vénus. Mercúrio e Vénus são considerados "planetas sem-lua".
História do conhecimento sobre o planeta
1610 - O astrônomo italiano Galileu Galilei faz a primeira observação de Mercúrio através de um telescópio. Em 1631 - O astrônomo francês Pierre Gassendi faz a primeira observação com telescópio de um trânsito de Mercúrio frente ao Sol. Em 1639 - O astrônomo italiano Giovanni Zupus descobriu que Mercúrio tinha fases (como a Lua), evidência que o planeta circunda o Sol e em 1841 - O astrônomo alemão Johann Franz Encke faz a primeira medição da massa de Mercúrio, usando as perturbações gravitacionais sobre o Cometa Encke
Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse diretamente por cima de nós.
Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, os rádio-astrônomos americanos Gordon Pettengill e Rolf Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.
Rotação
Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte. Mercúrio leva 59 Dias para completar uma rotação completa em si mesmo.
No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 109 anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.
Mariner 10
Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.
A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que tem aproximadamente 0,1% da intensidade do campo magnético da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz uma magnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.
Densidade
Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm3 que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm3. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm3 enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm3. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.
Características da superfície
Mercúrio visto do seu extremo sul
As fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a Lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem menor que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos. A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por William K Hartmann & Gerard Peter Kuiper (1962) como uma "depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais." Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de diâmetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distância de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua de Júpiter.) As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava. Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.
A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de diâmetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.
Formação do planeta
A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 bilhões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crosta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.
Vénus se encontra mais próximo do Sol do que a Terra, podendo ser encontrado aproximadamente na mesma direção do Sol (sua maior inclinação é de 47,8°). Da Terra pode ser visto somente algumas horas antes da alvorada ou depois do ocaso. Apesar disso, quando Vénus está mais brilhante pode ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua). Vénus é normalmente conhecido como a estrela da manhã (Estrela d'Alva) ou estrela da tarde (vésper) ou ainda Estrela do Pastor. Quando visível no céu noturno, é o objeto mais brilhante do firmamento, além da Lua, devido ao seu grande brilho, cuja magnitude pode chegar a -4,4 (costuma-se ser da magnitude de -3,8)
Por este motivo, Vénus era conhecido como o planeta desde os tempos pré-históricos. Seus movimentos no céu eram conhecidos pela maioria das antigas civilizações, adquirindo importância em quase todas as interpretações astrológicas do movimento planetário. Em particular, a civilização maia elaborou um calendário religioso baseado nos ciclos de Vénus (ver Calendário maia). O símbolo do planeta Vénus é uma representação estilizada do símbolo da deusa Vénus: um círculo com uma pequena cruz abaixo, utilizado também para representar o sexo feminino.
O adjetivo venusiano é mais comumente usado para Vénus, embora seja etimologicamente incorreto. O verdadeiro adjetivo do latim, venéreo, não é usado porque a aceitação moderna da palavra se associa com as enfermidades venéreas, particularmente as de transmissão sexual.
Características orbitais
Órbita
Os outros planetas exibem órbitas elípticas, ao contrário de Vénus, que tem uma órbita parecida com um círculo, com uma excentricidade inferior a 1%.
Como Vénus está mais próximo do Sol do que a Terra, sempre aparece próximo deste, sendo que a máxima distância angular entre ambos os corpos é de 47,8°. Deste modo na Terra pode ser visto poucas horas antes do amanhecer (quando recebe o nome de estrela da manhã ou Estrela d'Alva) ou pouco depois do anoitecer (quando recebe o nome de Estrela Vésper). Nos períodos em que Vénus está mais brilhante pode sem dúvida ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua).
O ciclo entre duas inclinações máximas dura 584 dias. Depois de 584 dias Vénus aparece numa posição a 72° da inclinação anterior. Depois de 5 períodos de 72° em uma circunferência, Vénus regressa ao mesmo ponto do céu a cada 8 anos (menos dois dias correspondentes aos anos bissextos). Este período era conhecido como o ciclo Sothis no Antigo Egito.
Na conjunção inferior, Vénus pode se aproximar da Terra mais do que nenhum outro planeta. No dia 16 de Dezembro de 1850, Vénus alcançou uma distância mais próxima da Terra desde 1800 com um valor de 39.514.827 quilômetros (0,26413854 UA). Esta será a aproximação mais próxima da Terra até o ano 2101, quando Vénus alcançará uma distância de 39.541.578 quilômetros (0,26431736 UA).
Rotação
Observado de um ponto hipotético localizado acima do pólo Norte do Sol, Vénus gira sobre si mesmo lentamente num movimento de Leste a Oeste (sentido horário) ao invés de Oeste a Leste (movimento anti-horário) como os demais planetas (exceto Urano). Esta rotação contrária aos demais planetas fica a dever-se ao facto de Vénus ter os pólos invertidos. Se se pudesse ver o Sol na superfície de Vénus, este nasceria no Oeste e teria o seu ocaso no Leste com uma duração dia-noite de 116,75 dias terrestres, correspondendo um ano terrestre a 1,92 dias venusianos. Apesar da rotação horária, os períodos de rotação e orbital de Vénus estão sincronizados de tal maneira que apresenta sempre a mesma face do planeta para a Terra quando ambos os corpos estão a menor distância. Isto poderia ser uma simples coincidência, porém existem especulações sobre uma possível origem desta sincronização como resultado da ação das marés, afetando a rotação de Vénus quando ambos os corpos estão suficientemente próximos.
Características físicas
Atmosfera
Vénus possui uma densa atmosfera, composta em sua maior parte por dióxido de carbono e uma pequena quantidade de nitrogênio. A pressão atmosférica ao nível do solo é de 90 vezes superior a pressão atmosférica na superfície terrestre (uma pressão equivalente a uma profundidade de um quilômetro abaixo do nível do mar na Terra). A enorme quantidade de CO2 da atmosfera provoca um forte efeito estufa que eleva a temperatura da superfície do planeta até 460 °C nas regiões menos elevadas ao redor do Equador. Isto faz Vénus ser mais quente do que Mercúrio, apesar de estar a mais do que o dobro da distância do Sol que este e receber somente 25% de sua radiação solar (2.613,9 W/m² na atmosfera superior e 1.071,1 W/m² na superfície). Devido à inércia térmica de sua pesada atmosfera e ao transporte de calor pelos fortes ventos de sua atmosfera, a temperatura não varia de forma significativa entre o dia e a noite. Apesar da lenta rotação de Vénus (menos de uma rotação por ano venusiano, equivalente a uma velocidade de rotação no Equador de 6,5km/h), os ventos da atmosfera superior circundam o planeta em somente 4 dias, distribuindo eficazmente o calor. Além do movimento zonal da atmosfera de Oeste a Leste, há um movimento vertical em forma de célula de Hadley, que transporta o calor do Equador até as regiões polares, incluindo as latitudes médias do lado não iluminado do planeta.
A radiação solar quase não alcança a superfície do planeta. As densas camadas de nuvens refletem a maior parte da luz do Sol ao espaço, e a maior parte da luz que atravessa as nuvens é absorvida pela atmosfera. Isto impede a maior parte da luz do Sol de aquecer a superfície. O albedo bolométrico de Vénus é de aproximadamente 60%, e seu albedo visual é ainda maior, o qual conclui que, apesar de encontrar-se mais próximo do Sol do que a Terra, a superfície de Vénus não se aquece nem se ilumina como era de esperar pela radiação solar que recebe. Na ausência do efeito estufa, a temperatura na superfície de Vénus poderia ser similar à da Terra. O enorme efeito estufa, associado à imensa quantidade de CO2 na atmosfera retém o calor, provocando as elevadas temperaturas deste planeta.
Os fortes ventos na parte superior das nuvens podem alcançar 350 km/h, embora a nível do solo, os ventos são muito mais lentos. Apesar disto, devido a altíssima pressão da atmosfera na superfície de Vénus, estes fracos ventos exercem uma força considerável contra os obstáculos. As nuvens são compostas principalmente por gotículas de dióxido de enxofre e ácido sulfúrico, e cobrem o planeta por inteiro, ocultando a maior parte dos detalhes da superfície à observação externa. A temperatura da parte superior das nuvens (a 70 km acima da superfície) é de -45 °C. A temperatura média da superfície de Vénus, é de 464 °C. A temperatura da superfície nunca é menor do que 400 °C.
Características da superfície
Imagem obtida por radar da superfície de Vénus, centrada à longitude 180° Leste
Vénus tem uma lenta rotação retrógrada, o que significa que gira de Leste a Oeste, ao invés de fazê-lo de Oeste a Leste como fazem a maioria dos demais planetas. (Plutão e Urano também tem uma rotação retrógrada, embora o eixo de rotação de Urano, inclinado a 97,86°, praticamente segue o plano orbital). Se desconhece porque Vénus é diferente neste aspecto, embora poderia ser o resultado de uma colisão com um grande asteróide em algum momento do passado remoto. Além desta rotação retrógrada incomum, o período de rotação de Vénus e sua órbita estão quase sincronizados, de maneira que sempre apresenta o mesmo lado para a Terra, quando os dois planetas se encontram em sua máxima aproximação (5.001 dias venusianos entre cada conjunção inferior). Isto poderia ser o resultado das forças das marés que afetam a rotação de Vénus cada vez que os planetas se encontram suficientemente próximos, embora não se conhece com clareza o mecanismo.
A densa atmosfera de Vénus faz com que os meteoritos se desintegrem rapidamente na sua descida à superfície, embora os maiores possam chegar à superfície, originando uma cratera quando têm energia cinética suficiente. Por causa disto, não podem formar crateras de impacto com menos de 3,2 quilômetros de diâmetro.
Aproximadamente 90% da superfície de Vénus parece consistir em basalto recentemente solidificado (em termos geológicos) com muito poucas crateras de meteoritos. As formações mais antigas presentes em Vénus não parecem ter mais de 800 milhões de anos, sendo a maior parte do solo consideravelmente mais jovem (não mais do que algumas centenas de milhões de anos em sua maior parte), o qual sugere que Vénus sofreu um cataclisma que afetou a sua superfície, e não faz muito tempo no passado geológico.
O interior do planeta Vénus é provavelmente similar ao da Terra: um núcleo de ferro de 3.000 km de raio, com um manto rochoso que forma a maior parte do planeta. Segundo dados dos medições gravitacionais da sonda Magellan, a crosta de Vénus é mais dura e grossa do que se havia pensado. É sabido que Vénus não tem placas tectônicas móveis como a Terra, porém em seu lugar se produzem massivas erupções vulcânicas que inundam a sua superfície com lava fresca. Outras descobertas recentes sugerem que Vénus está vulcanicamente ativo.
O campo magnético de Vénus é muito fraco comparado com o de outros planetas do Sistema Solar. Isto se pode dever a sua lenta rotação, insuficiente para formar o sistema de «dínamo interno» de ferro líquido. Como resultado disto, o vento solar atinge a atmosfera de Vénus sem ser filtrado. Se supõe que Vénus teve originalmente tanta água como a Terra, pois que ao estar submetida a ação do Sol sem nenhum filtro protetor, o vapor d'água na alta atmosfera se dissocia em hidrogênio e oxigênio, escapando o hidrogênio ao espaço por causa da sua baixa massa molecular. A porcentagem de deutério (um isótopo pesado do hidrogênio que não escapa tão facilmente) na atmosfera de Vénus parece apoiar esta teoria. Se supõe que o oxigênio molecular se combinou com os átomos da crosta (embora grandes quantidades de oxigênio permanecem na atmosfera em forma de dióxido de carbono). Por causa desta seca, as rochas de Vénus são muito mais pesadas que as da Terra, o qual favorece a formação de montanhas maiores, vales profundos e outras formações.
Durante algum tempo acreditou-se que Vénus possuía um satélite natural com o nome de Neith, assim chamado em homenagem à deusa do Egito (cujo véu nenhum mortal poderia levantar). Foi aparentemente observado pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1672. Outras observações esporádicas continuaram até 1892, porém estes registos visuais foram desacreditados (eram em sua maior parte estrelas tênues que pareciam estar no lugar correto em momento correto), e hoje se sabe que Vénus não tem nenhum satélite.
Observação e exploração de Vénus
Observações históricas
Trânsito de Vénus de 8 de Junho de 2004
Vénus é o astro mais característico no céu da manhã e da tarde da Terra (depois do Sol e da Lua), e é conhecido pelo Homem desde a pré-história. Um dos documentos mais antigos que sobreviveram da biblioteca babilônica de Assurbanípal, datado de 1600 a.C., é um registro de 21 anos do aspecto de Vénus (que os primeiros babilônios chamaram de Nindaranna). Os antigos sumérios e babilônios chamaram Vénus «Dil-bat» ou «Dil-i-pat»; na cidade mesopotâmica de Akkad era a estrela da deusa-mãe Ishtar, e em chinês seu nome é «Jīn-xīng» (金星), o planeta do elemento metal.
Vénus é considerado como o mais importante dos corpos celestes observados pelos maias, que o chamaram «Chak ek» (a grande estrela). Possivelmente se deu mais importância junto com o Sol. Os maias estudaram atentamente os movimentos de Vénus. Pensaram que as posições de Vénus e outros planetas tinham influência sobre a vida na Terra, porque os maias e outras culturas pré-colombianas programaram suas guerras e outros eventos importantes baseando-se em suas observações. No códice de Dresden, os maias incluíram um almanaque em que mostravam o ciclo completo de Vénus, em cinco grupos de 584 dias cada um (aproximadamente oito anos), depois dos quais se repetia o mesmo esquema (Vénus dá treze voltas ao redor do Sol praticamente no mesmo tempo que a Terra tarda em dar oito).
Os antigos gregos pensavam que as aparições matutinas e vespertinas de Vénus eram dois corpos diferentes, e os chamaram de «Héspero» quando aparecia no céu do oeste ao entardecer e «Fósforo» quando aparecia no céu do leste ao amanhecer. Foi Pitágoras quem primeiro falou que ambos os objetos eram o mesmo planeta. No século IV a.C., Heráclides Pôntico propôs que tanto Vénus como Mercúrio orbitavam o Sol ao invés de orbitar a Terra. O nome Vénus significa deusa romana do amor e da beleza.
Fases de Vénus observadas na Terra.
Ao encontrar a órbita de Vénus entre a Terra e o Sol, da Terra podemos distinguir suas diferentes fases de uma forma parecida àquelas que podemos ver da Lua. Galileo Galilei foi a primeira pessoa a observar as fases de Vénus em Dezembro de 1610, uma observação que sustentava a então discutida teoria heliocêntrica do Sistema Solar de Copérnico. Também anotou as mudanças de tamanho do diâmetro visível de Vénus em suas diferentes fases, sugerindo que este se encontrava mais longe da Terra quando ele estava cheio e mais próximo quando se encontrava na fase crescente. Estas observações proporcionaram uma sólida base ao modelo heliocêntrico.
Vénus é mais brilhante quando 25% de seu disco está iluminado por estar muito mais perto da Terra
Vénus está mais brilhante quando 25% de seu disco (aproximadamente) se encontra iluminado, o que ocorre 37 dias antes da conjunção inferior (no céu vespertino) e 37 dias depois da conjunção (no céu matutino). Sua maior inclinação e altura sobre o horizonte se produz aproximadamente 70 dias antes e depois da conjunção inferior, momento em que mostra a fase média; entre estes intervalos, Vénus é visível durante as primeiras e últimas horas do dia se o observador saber de onde localizá-lo. O período de movimento retrógrado é de vinte dias em cada lado da conjunção inferior.
Vénus em plena luz do dia às 5 da manhã de Dezembro de 2005
Em raras ocasiões, Vénus pode ser visto no céu da manhã e da tarde no mesmo dia. Isto sucede quando Vénus se encontra em sua máxima separação a respeito da eclíptica e ao mesmo tempo, esse encontra na conjunção inferior; daí então de um dos nossos hemisférios se pode ver em ambos os momentos. Esta oportunidade apresentou recentemente para os observadores do hemisfério Norte durante alguns dias a partir de 29 de março de 2001, e o mesmo sucedeu no hemisfério Sul em 19 de agosto de 1999. Estes eventos se repetem a cada oito anos de acordo com o ciclo sinódico do planeta.
Os trânsitos de Vénus acontecem quando o planeta cruza diretamente o caminho entre a Terra e o Sol e são eventos astronômicos relativamente raros. A primeira vez que observou este trânsito astronômico foi em 1639 por Jeremiah Horrocks e William Crabtree. O trânsito de 1761, observado por Mikhail Lomonosov, proporcionou a primeira evidência de que Vénus tinha uma atmosfera, e as observações telescópicas do século XIX durante seus trânsitos permitiram obter pela primeira vez um cálculo preciso da distância entre a Terra e o Sol. Os trânsitos só podem ocorrer em Junho ou Dezembro, sendo estes os momentos em que Vénus cruza a eclíptica (o plano em que a Terra órbita ao redor do Sol), e sucedem em pares a intervalos de oito anos, separados os pares de trânsitos por mais de um século. O par de trânsitos anterior sucedeu em 1874 e 1882, e o presente par de trânsitos são os de 2004 e 2012.
No século XIX, muitos observadores atribuíram a Vénus um período de rotação aproximado de 24 horas. O astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli foi o primeiro a prever um período de rotação significativamente menor, propondo que a rotação de Vénus estava bloqueada pelo Sol (o mesmo que propôs para Mercúrio). Embora realmente não seja verdade para nenhum dos dois corpos, era uma estimação bastante aproximada. A quase ressonância entre sua rotação e a maior aproximação da Terra ajudou a criar esta impressão, já que Vénus sempre aparece na mesma face quando se encontra na melhor posição para ser observado. O período de rotação de Vénus foi observado pela primeira vez durante a conjunção de 1961 através de uma antena de radar de 26 metros em Goldstone, Califórnia, a partir do observatório de radioastronomia Jodrell Bank no Reino Unido e nas instalações de espaço profundo da União Soviética de Yevpatoria. A precisão foi refinada nas seguintes conjunções, principalmente às de Goldstone e Yevpatoria. O sentido de rotação retrógrado deste planeta não foi confirmado até 1964.
Antes das observações de rádio dos anos sessenta, muitos acreditam que Vénus tinha um ambiente como o da Terra. Isto era devido ao tamanho do planeta e do seu raio orbital, que sugeriam claramente uma situação parecida com a da Terra, assim como a grossa camada de nuvens que impediam ver a superfície. Entre as especulações sobre Vénus estavam as de que este tinha um ambiente selvagem, e que possuía oceanos de petróleo e de água carbonatada. Sem dúvida, as observações através de microondas em 1956 por C. Mayer et al, indicavam uma alta temperatura da superfície de 600 K. Estranhamente, as observações feitas por A.D. Kuzmin na banda milimétrica indicavam temperaturas muito mais baixas. Duas teorias contrárias explicavam o incomum espectro de rádio: uma delas sugeria que as altas temperaturas se originavam na ionosfera e a outra sugeria uma superfície quente.
Exploração espacial de Vénus
A órbita de Vénus é 28 por cento mais próxima do Sol do que a Terra. Por este motivo, as naves espaciais que viajam até Vénus devem percorrer mais de 41 milhões de quilómetros adentrando-se no campo gravitacional do Sol, perdendo no processo parte de sua energia potencial. A energia potencial se transforma então em energia cinética, o que se traduz em um aumento da velocidade da nave. Por outro lado, a atmosfera de Vénus não impede as manobras de freio atmosférico do mesmo tipo que as outras naves efetuaram sobre Marte, já que para isto é necessário contar com uma informação extremamente precisa da densidade atmosférica nas camadas superiores e, sendo Vénus um planeta de atmosfera densa, suas camadas exteriores são muito mais variadas e complexas do que Marte.
A primeira sonda a visitar Vénus foi a sonda espacial soviética Venera 1, no dia 12 de Fevereiro de 1961, sendo a primeira sonda lançada para outro planeta. A nave foi avariada em sua trajetória, e a primeira sonda a chegar a Vénus com sucesso foi a americana Mariner 2, em 1962. Em 1 de Março de 1966, a sonda soviética Venera 3 estatelou sobre a superfície de Vénus, convertendo-se na primeira nave espacial em alcançar a superfície de outro planeta. Em continuação, diversas sondas soviéticas foram se aproximando cada vez mais com o objetivo de pousar sobre a superficie venusiana. A Venera 4 entrou na atmosfera de Vénus do dia 18 de Outubro de 1967 e foi a primeira sonda a transmitir dados medidos diretamente de outro planeta. A cápsula mediu temperaturas, pressões, densidades, e realizou onze experimentos químicos para analisar a atmosfera. Seus dados mostravam 95% de dióxido de carbono, e em combinação com os dados da sonda Mariner 5, mostrou que a pressão da superfície era muito maior do que o previsto (entre 75 e 100 atmosferas). O primeiro pouso com êxito na superfície de Vénus foi realizado pela sonda Venera-7, no dia 15 de Dezembro de 1970. Esta sonda revelou que as temperaturas da superfície do planeta estão entre 457 e 474 °C . A Venera-8 aterrissou em 22 de Julho de 1972. Apesar de todos os dados sobre pressões e temperaturas, seu fotômetro mostrou que as nuvens de Vénus formavam uma camada compacta que terminava a 35 quilômetros acima da superfície.
A multi-sonda Pioneer com o seu orbitador principal e as três sondas atmosféricas.
A sonda soviética Venera 9 entrou na órbita de Vénus em 22 de Outubro de 1975, convertendo-se no primeiro satélite artificial de Vénus. Um pacote de câmaras e espectrômetros retornaram http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=User:MarkS/XEB/live.css&action=raw&ctype=text/css&dontcountme=s">informações sobre as camadas de nuvens, a ionosfera e a magnetosfera, assim como medições da superfície realizadas por radar. A cápsula de descida de 660 kg da Venera 9 se separou da nave principal e aterrissou suavemente, obtendo as primeiras imagens da superfície e analisando a superfície com um espectrômetro de raios gama e um densímetro. Durante a descida realizou medições de pressão, temperatura e fotométricas, assim como a densidade das nuvens. Descobriu-se que as nuvens de Vénus formavam três camadas distintas. Em 25 de Outubro, a Venera 10 realizou uma série similar de experimentos.
Em 1978, a NASA enviou a sonda espacial Pioneer a Vénus. A missão Pioneer Venus consistia em dois componentes lançados em separado: um orbitador e uma multisonda. A multisonda Pioneer Venus consistia em uma sonda atmosférica maior e outras três menores. A sonda maior foi lançada em 16 de Novembro de 1978, e as outras três menores foram lançadas no dia 20 de novembro. As quatro sondas entraram na atmosfera de Vénus em 9 de Dezembro, seguidas pelo veículo que as portavam. Embora não se esperava que nenhuma das sondas sobrevivesse à descida, uma das sondas continuou operando por 45 minutos depois de alcançar a superfície. O veículo orbital da Pioneer Venus foi inserido em uma órbita elíptica ao redor de Vénus em 4 de Dezembro de 1978. Transportava 17 experimentos e funcionou até esgotar o seu combustível de manobra, quando ele perdeu sua orientação. Em Agosto de 1992 entrou na atmosfera de Vénus e foi destruído.
A exploração espacial de Vénus permaneceu muito ativa durante os finais dos anos 70 e os primeiros anos da década de 80. Começou a conhecer em detalhes a geologia da superfície de Vénus, e descobriram vulcões ocultos incomumente massivos denominados «coronae» e «arachnoids». Vénus não apresenta evidências de placas tectônicas, a menos de que todo o hemisfério norte do planeta forme parte de uma só placa. As duas camadas superiores de nuvens resultaram estar compostas de gotículas de ácido sulfúrico, embora a camada inferior seja composta provavelmente por uma solução de ácido fosfórico. As missões Vega enviaram balões que flutuaram a 53 quilômetros de altitude durante 46 e 60 horas respectivamente, viajando ao redor de um terço do perímetro do planeta. Estes balões mediram velocidades do vento, temperaturas, pressões e densidade das nuvens. Descobriu um maior nível de turbulência e de convecção que o esperado, inclusive ocasionais oscilações com quedas de altitude das sondas de um a três quilômetros.
Imagem da superfície de Vénus obtida por radar a 28 de Janeiro de 1998 pela sonda Magellan.
Em 10 de Agosto de 1990, a sonda norte-americana Magellan chegou a Vénus, realizando medidas por radar da superfície do planeta e obtendo mapas de uma resolução de 100 metros em 98% do planeta. Depois de uma missão de quatro anos, a sonda Magellan, tal como estava planejado, entrou na atmosfera de Vénus a 11 de Outubro de 1994 e vaporizou-se parcialmente, embora se supõe que algumas partes da mesma alcançaram a superfície do planeta. Desde então, várias sondas espaciais em rota para outros destinos usaram o método de sobrevôo orbital de Vénus para incrementar a sua velocidade mediante o impulso gravitacional. Isto inclui as missões Galileo a Júpiter e a Cassini-Huygens a Saturno (com dois sobrevôos).
A Agência Espacial Européia tem uma missão a Vénus chamada Vénus Express que está estudando a atmosfera e as características da superfície de Vénus em órbita. A missão foi lançada no dia 09 de novembro de 2005 pelo foguete Soyuz e chegou a Vénus no dia 11 de abril de 2006, depois de aproximadamente 150 dias de viagem. A Agência Espacial Japonesa (JAXA) planeja também uma missão a Vénus entre 2008 e 2009.
Referências culturais
O planeta Vénus inspirou numerosas referências religiosas e astrológicas nas civilizações antigas. A inspiração mitológica de Vénus se estende também a obras de ficção como:
O Silmarillion, de J.R.R. Tolkien, base mitológica de O Senhor dos Anéis, Eärendil aparece em sua frente um dos três Silmarils, e viaja com sua barca pelo céu por mandado de Manwë para ser a luz da esperança para os homens, dando deste modo uma explicação mitológica a Vénus.
Em tempos mais modernos, a ausência de detalhes observáveis da sua superfície era interpretada desde finais do século XIX como evidência de grandes nuvens que ocultavam un mundo rico em água em que se especulava a presença de vida extraterrestre sendo um mundo utilizado frequentemente nas histórias de ficção científica dos anos 20 a 50. Algumas obras mais recentes que tratam de maneira mais realista o planeta são:
O autor de ficção científica Paul Preuss escreveu em sua série Venus Prime sobre a hipótese de Vénus ser habitável há bilhões de anos, que deixou de sê-lo por causa do vapor d'água introduzido em sua atmosfera pelo bombardeio de um cometa, que produziu uma reação em cadeia de efeito estufa. Esta hipótese pode se encontrar no sexto livro da série, traduzido em português como Os Seres Luminosos.
Em 3001, Arthur C. Clarke se situa a um grupo pioneiro de cientistas na superfície de Vénus enviados da Terra, porém, cometas procedentes do cinturão de Kuiper são arrastados a uma órbita de colisão com o planeta para aumentar sua quantidade de água e reduzir a temperatura.
Este blog foi criado com o objectivo de partilhar os conlhecimentos de Geologia com pessoas ligadas a essa area.
Se houver alguma incoerencia nos assuntos abordados neste blog, faca o favor de contactar-me.
1.Nome completo: José Timóteo Femerape;
2.Data de nascimento: 12 de 03 de 1982;
3.Natural de: Beira;
4.Província de Sofala;
5.País: Moçambique;
6.Pais: Timóteo Femerape e Maria de Fátima Zuca;
7.Profissão: Estudante da Universidade Eduardo Mondlane-Maputo,Moçambique;
8.Curso: Geologia;
9.Linguas: Português, Inglês, e noções elementares de Francês e japonês;
10.Informática: Conhecimento de Microsoft Word, Excel, Power Point e internet.
A Figura ao lado representa uma armadilha (trap) estrutural, onde uma falha justapós um reservatório poroso e permeavel contra um selo (seal) impermeavel. O petróleo (mostrado em vermelho) acumula-se contra o selo. Qualquer petróleo que migrar a partir da fonte escapará na superficie.
