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O que é um ano-luz? | Minuto Ciência

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sexta-feira, 28 de abril de 2017

ALMA descobre segredos de bolha espacial gigante

Caro Leitor(a),

ALMA descobre segredos de bolha espacial gigante
21 de Setembro de 2016
eso1632pt-br — Nota de imprensa científica
  
Uma equipe internacional de astrônomos usou o ALMA, o Very Large Telescope do ESO e outros telescópios, para descobrir a verdadeira natureza de um objeto raro no Universo distante, chamado Bolha de Lyman-alfa. Até agora, os astrônomos não compreendiam o que é que fazia estas enormes nuvens de gás brilhar tão intensamente, mas o ALMA viu agora duas galáxias no coração de um destes objetos, galáxias estas que estão formando estrelas a um ritmo muito acelerado, fazendo brilhar todo o meio que ao seu redor. Estas enormes galáxias estão por sua vez no centro de um conjunto de galáxias menores, no que parece ser a fase inicial de formação de um aglomerado de galáxias massivo. As duas fontes ALMA deverão evoluir numa única galáxia elíptica gigante.
As Bolhas de Lyman-alfa são enormes nuvens de hidrogênio gasoso com dimensões que podem ir até às centenas de milhares de anos-luz e que se encontram a grandes distâncias cósmicas. O nome reflete o comprimento de onda característico da radiação ultravioleta que emitem, conhecida por radiação de Lyman-alfa [1]. Desde a descoberta destes objetos, os processos que lhes dão origem têm constituído um quebra-cabeças astronômico. Novas observações obtidas agora com o ALMA acabam de resolver o mistério.

Uma das maiores Bolhas de Lyman-alfa conhecidas e estudadas com muito detalhe é a SSA22-Lyman-alfa 1, ou LAB 1. Situada no núcleo de um enorme aglomerado de galáxias na fase inicial de formação, este foi o primeiro objeto do tipo a ser descoberto — em 2000 — e localiza-se tão longe que a sua luz demorou 11,5 bilhões de anos para chegar até nós.

Uma equipe de astrônomos, liderada por Jim Geach, do 
Centre for Astrophysics Research of the University of Hertfordshire, RU, utilizou a capacidade sem precedentes do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para investigar a LAB-1, observando a radiação emitida por nuvens de poeira fria em galáxias distantes, o que permitiu localizar e resolver várias fontes de emissão submilimétrica [2].

A equipe combinou em seguida as imagens ALMA com observações obtidas com o instrumento MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer), montado no Very Large Telescope do ESO (VLT), as quais mapeiam a radiação Lyman-alfa. Isto mostrou que as fontes ALMA estão localizadas mesmo no centro da Bolha de Lyman-alfa, onde se encontram formando estrelas a uma taxa cerca de 100 vezes maior que a da Via Láctea.

Adicionalmente, imagens profundas obtidas com o 
Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA e espectroscopia doObservatório W. M. Keck [3] mostraram que as fontes ALMA estão rodeadas por numerosas galáxias companheiras muito fracas, que podem estar bombardeando-as com material, ajudando assim a aumentar as taxas de formação estelar nas fontes ALMA centrais.

A equipe fez em seguida uma sofisticada simulação de formação galática para demonstrar que a enorme nuvem brilhante de emissão Lyman-alfa pode ser explicada se radiação ultravioleta produzida pela formação estelar nas fontes ALMA for dispersada pelo hidrogênio gasoso ao seu redor. Este efeito daria origem à Bolha de Lyman-alfa que observamos.

Jim Geach, autor principal do novo estudo, explica: “Pensemos nas luzes da rua numa noite de nevoeiro — vemos um brilho difuso porque a luz é dispersada pelas minúsculas gotas de água. Algo semelhante acontece aqui, exceto que a luz da rua é uma galáxia formando estrelas com muita intensidade e o nevoeiro é uma enorme nuvem de gás intergalático. As galáxias iluminam o meio ao seu redor.

Compreender como é que as galáxias se formam e evoluem é um enorme desafio. Os astrônomos pensam que as Bolhas de Lyman-alfa são importantes porque parecem ser os locais onde a maioria das galáxias massivas do Universo se formam. Em particular, o brilho extenso de Lyman-alfa fornece informações sobre o que está acontecendo nas nuvens de gás primordial que rodeiam as jovens galáxias, uma região muito difícil de estudar, mas critica para a compreensão destes fenômenos.

Jim Geach conclui, “O que é excitante nestas Bolhas é que estamos vendo o que se passa em torno destas jovens galáxias em crescimento. Durante muito tempo, a origem desta radiação extensa de Lyman-alfa permaneceu controversa. No entanto, combinando novas observações e simulações de vanguarda, pensamos ter resolvido um mistério de 15 anos: a Bolha de Lyman-alfa 1 é o local de formação de uma galáxia elíptica gigante, que um dia será o coração de um enorme aglomerado de galáxias. Estamos vendo uma “fotografia” da formação dessa galáxia há 11,5 bilhões de anos atrás.
Notas
[1] Os elétrons carregados negativamente que orbitam os núcleos carregados positivamente de um átomo possuem níveis de energia quantificados, isto é, apenas podem existir em determinados estados de energia, e apenas podem transitar entre os diversos níveis ganhando ou perdendo quantidades precisas de energia. A radiação de Lyman-alfa é produzida quando elétrons nos átomos de hidrogênio descem do segundo nível de energia mais baixo para o primeiro nível mais baixo. A quantidade exata de energia perdida é emitida sob a forma de radiação num comprimento de onda particular, na região ultravioleta do espectro, a qual os astrônomos conseguem detectar com telescópios no espaço ou com telescópios na Terra, no caso de objetos que se encontrem desviados para o vermelho. Para LAB-1, com um desvio para o vermelho de z ~ 3, a radiação de Lyman-alfa é observada na região do visível.

[2] A resolução é a capacidade de distinguir objetos separados. A baixa resolução, várias fontes brilhantes a determinada distância pareceriam um único ponto brilhante e apenas de perto distinguiríamos cada fonte separadamente. A elevada resolução do ALMA resolveu em duas fontes separadas o que anteriormente parecia ser uma única mancha.

[3] Os instrumentos usados foram o 
STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph), montado no Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA e o MOSFIRE (Multi-Object Spectrometer For Infra-Red Exploration), montado no telescópio Keck 1 no Hawaii.
Mais Informações
Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “ALMA observations of Lyman-α Blob 1: Halo sub-structure illuminated from within” de J. Geach et al., que será publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

A equipe é composta por  J. E. Geach (Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire, Hatfield, RU), D. Narayanan (Department of Physics and Astronomy, Haverford College, Haverford PA, EUA; Department of Astronomy, University of Florida, Gainesville FL, EUA), Y. Matsuda (Observatório Astronómico Nacional do Japão, Mitaka, Tóquio, Japão; Universidade para Estudos Avançados, Mitaka, Tóquio, Japão), M. Hayes (Universidade de Estocolmo, Departmento de Astronomia e Centro Oskar Klein para a Física de Cosmopartículas, Estocolmo, Suécia), Ll.
Mas-Ribas (Instituto de Astrofísica Teórica, Universidade de Oslo, Oslo, Noruega), M. Dijkstra (Instituto de Astrofísica Teórica, Universidade de Oslo, Oslo, Noruega), C. C. Steidel (California Institute of Technology, Pasadena CA, EUA ), S. C. Chapman (Department of Physics and Atmospheric Science, Dalhousie University, Halifax, Canadá), R. Feldmann (Department of Astronomy, University of California, Berkeley CA, EUA ), A. Avison (UK ALMA Regional Centre Node; Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester, Manchester, RU), O. Agertz (Department of Physics, University of Surrey, Guildford, RU), Y. Ao (Observatório Astronômico Nacional do Japão, Mitaka, Tóquio, Japão), M. Birkinshaw (H.H. Wills Physics Laboratory, University of Bristol, Bristol, RU), M. N. Bremer (H.H. Wills Physics Laboratory, University of Bristol, Bristol, RU), D. L. Clements (Astrophysics Group, Imperial College London, Blackett Laboratory, London, RU), H. Dannerbauer (Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, Tenerife, Espanha; Universidad de La Laguna, Astrofísica, La Laguna, Tenerife, Espanha), D. Farrah (Department of Physics, Virginia Tech, Blacksburg VA, EUA), C. M. Harrison (Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University, Durham, RU), M. Kubo (Observatório Astronómico Nacional do Japão, Mitaka, Tóquio, Japão), M. J. Michałowski (Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, RU), D. Scott (Department of Physics & Astronomy, University of British Columbia, Vancouver, Canadá), M. Spaans (Instituto Astronômico Kapteyn, Universidade de Groningen, Groningen, Holanda) , J. Simpson (Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, RU), A. M. Swinbank (Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University, Durham, RU), Y. Taniguchi (Universidade Aberta do Japão, Chiba, Japão), E. van Kampen (ESO, Garching, Alemanha), P. Van Der Werf (Observatório de Leiden, Universidade de Leiden, Leiden, Holanda), A. Verma (Oxford Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford, Oxford, RU) e T. Yamada (Instituto Astronômico, Universidade de Tohoku, Miyagi, Japão).

O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma infraestrutura astronômica internacional, é uma parceria entre o ESO, a Fundação Nacional para a Ciência dos Estados Unidos (NSF) e os Institutos Nacionais de Ciências da Natureza (NINS) do Japão, em cooperação com a República do Chile. O ALMA é financiado pelo ESO em prol dos seus Estados Membros, pela NSF em cooperação com o Conselho de Investigação Nacional do Canadá (NRC) e do Conselho Nacional Científico da Ilha Formosa (NSC) e pelo NINS em cooperação com a Academia Sinica (AS) da Ilha Formosa e o Instituto de Astronomia e Ciências do Espaço da Coreia (KASI).
A construção e operação do ALMA é coordenada pelo ESO, em prol dos seus Estados Membros; pelo Observatório Nacional de Rádio Astronomia dos Estados Unidos (NRAO), que é gerido pela Associação de Universidades, Inc. (AUI), em prol da América do Norte e pelo Observatório Astronômico Nacional do Japão (NAOJ), em prol do Leste Asiático. O Observatório ALMA (JAO) fornece uma liderança e direção unificadas na construção, gestão e operação do ALMA.
O ESO é a mais importante organização européia intergovernamental para a investigação em astronomia e é de longe o observatório astronômico mais produtivo do mundo. O ESO é  financiado por 16 países: Alemanha, Áustria, Bélgica, Brasil, Dinamarca, Espanha, Finlândia, França, Holanda, Itália, Polônia, Portugal, Reino Unido, República Checa, Suécia e Suíça, assim como pelo Chile, o país de acolhimento. O ESO destaca-se por levar a cabo um programa de trabalhos ambicioso, focado na concepção, construção e operação de observatórios astronômicos terrestres de ponta, que possibilitam aos astrônomos importantes descobertas científicas. O ESO também tem um papel importante na promoção e organização de cooperação na investigação astronômica. O ESO mantém em funcionamento três observatórios de ponta no Chile: La Silla, Paranal e Chajnantor. No Paranal, o ESO opera  o Very Large Telescope, o observatório astronômico ótico mais avançado do mundo e dois telescópios de rastreio. O VISTA, o maior telescópio de rastreio do mundo que trabalha no infravermelho e o VLT Survey Telescope, o maior telescópio concebido exclusivamente para mapear os céus no visível. O ESO é um parceiro principal no ALMA, o maior projeto astronômico que existe atualmente. E no Cerro Armazones, próximo do Paranal, o ESO está a construir o European Extremely Large Telescope (E-ELT) de 39 metros, que será “o maior olho do mundo virado para o céu”.
Links
Contatos
Gustavo Rojas

Universidade Federal de São Carlos

Sao Carlos, Brazil

Tel.: +551633519797
Jim Geach

Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire

Hatfield, UK
Matthew Hayes

Stockholm University

Stockholm, Sweden

Tel.: +46 (0)8 5537 8521
Richard Hook

ESO Public Information Officer

Garching bei München, Germany
Tel.: +49 89 3200 6655

Cel.: +49 151 1537 3591
e-mail: 
rhook@eso.org
Este texto é a tradução da Nota de Imprensa do ESO eso1632, cortesia do ESON, uma rede de pessoas nos Países Membros do ESO, que servem como pontos de contato local para a imprensa. O representante brasileiro é Gustavo Rojas, da Universidade Federal de São Carlos. A nota de imprensa foi traduzida por Margarida Serote (Portugal) e adaptada para o português brasileiro por Gustavo Rojas.


“O conhecimento torna a alma jovem, pois, colhe a sabedoria”.


Obrigado pela sua visita e volte sempre!


Hélio R.M.Cabral (Economista, Escritor e Pesquisador Independente das Ciências: Espacial; Astrofísica; Astrobiologia e Climatologia, Membro da Society for Science and the Public (SSP) e assinante de conteúdos científicos da NASA (National Aeronautics and Space Administration) e ESA (European Space Agency.





quinta-feira, 27 de abril de 2017

Caro Leitor(a),



A busca por inteligência extraterrestre tem mais um alvo - e dos grandes.    Leia mais...

E, longe de ser apenas uma curiosidade científica, o ímã à base de carbono mantém suas características magnéticas a temperatura ambiente.    Leia mais...

Em um trabalho que une física, biologia e computação quântica, a equipe criou o campo da biomimética quântica.    Leia mais...

A técnica tem tudo para ser muito barata porque se baseia na tecnologia usada para fabricar os biochips.    Leia mais...

As baterias de fluxo redox usam a eletricidade para produzir compostos químicos - para aumentar a capacidade da bateria, basta construir mais tanques.    Leia mais...

As microalgas - algumas nem eram conhecidas pela ciência - serão usadas para tratar efluentes da indústria de etanol e dendê.    Leia mais...





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Hélio R.M.Cabral (Economista, Escritor e Pesquisador Independente das Ciências: Espacial; Astrofísica; Astrobiologia e Climatologia, Membro da Society for Science and the Public (SSP) e assinante de conteúdos científicos da NASA (National Aeronautics and Space Administration) e ESA (European Space Agency.







terça-feira, 25 de abril de 2017

Veja o primeiro absoluto do mapa 3D do Universo Adolescente – 16 de Dezembro de 2014

Caro Leitor(a),


No momento atual, o universo é prontamente se aproximando de seu aniversário 14000000000 (estimativas atuais colocar sua idade entre 13,7 e 13,8 bilhões de anos). Em uma reviravolta interessante do destino, as leis que regem nosso universo torná-lo possível para nós a ponto de volta em momentos-chave em sua evolução, levando todo o caminho de volta para as primeiras épocas da história.




Como se costuma dizer, os telescópios são máquinas do tempo que nos permitem estudar distante, distante luz que deixou jovens estrelas e galáxias há bilhões de anos.

Agora, uma equipe liderada por astrônomos do Instituto Max Planck para a Astronomia criou o primeiro tridimensional mapa de uma seção do universo 10,8 bilhões de anos-luz de distância, quando o Universo tinha apenas um quarto de sua idade atual.

O mapa, construído a partir de dados coletados a partir do Observatório WM Keck, é milhões de anos-luz de diâmetro e fornece uma pequena amostra de grandes estruturas na "teia cósmica '- a espinha dorsal da estrutura cósmica.

O segmento, visto aqui, foi de 100 milhões de anos-luz de comprimento, 2,5 milhões de anos-luz de largura e seis milhões de anos-luz de altura. Ela foi feita usando o observatório Keck I e olhando mais e mais para o espaço. Os resultados revelam a densidade da matéria nesta região do universo

Na maior escala, a matéria no Universo é organizado em uma rede de estruturas filamentosas conhecida como a "rede cósmica", abrangendo centenas de milhões de anos-luz. A matéria escura constitui a espinha dorsal deste web, que também é repleta de gás hidrogênio primordial que sobraram do Big Bang.

Galáxias como a nossa Via Láctea são incorporados dentro deste web, mas preencher apenas uma pequena fração do seu volume. Os cientistas criaram uma nova técnica para fazer isso, o que lhes permitiu ver a teia cósmica quase 11 bilhões de anos-luz de distância, quando o Universo era mais jovem.

Usando a luz de galáxias distantes para atuar como luz de fundo para o gás de hidrogênio, eles foram capazes de criar um mapa com uma resolução maior do que nunca.
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Embora esta técnica se pensava impossível, pelo menos com os telescópios modernos, esta equipe descobriu o contrário.

"Fiquei surpreso ao descobrir que os grandes telescópios existentes já deve ser capaz de coletar luz suficiente dessas galáxias tênues para mapear a absorção de novos conhecimentos, embora a uma resolução mais baixa do que seria viável com telescópios futuros", diz Khee-Gan Lee, um post -doc no Instituto Max Planck para a Astronomia.

"Ainda assim, isso daria uma visão sem precedentes da teia cósmica que nunca foi mapeado em tais grandes distâncias."


Embora o mau tempo limitado os astrônomos a observar para apenas 4 horas, os dados que recolheu com o instrumento DRBs estava completamente sem precedentes.

"Estávamos muito decepcionado como o tempo estava terrível e nós só conseguimos coletar algumas horas de bons dados.

Mas, a julgar pela qualidade dos dados, uma vez que saiu do telescópio, ficou claro para mim que o experimento foi indo para o trabalho ", disse Max Plank Joseph Hennawi.

"Os dados foram obtidos usando o espectrógrafo DRBs no telescópio Keck I," disse Lee.
"Com o seu espelho de 10m de diâmetro gigantesco, este telescópio efetivamente recolhido luz suficiente de nossas galáxias alvo que são mais de 15 bilhões de vezes mais fraca do que as estrelas mais fracas visíveis a olho nu. Desde que fomos medir o ofuscamento da luz azul a partir destas galáxias distantes causadas pelo gás de primeiro plano, a fina atmosfera na cimeira de Mauna Kea permitido mais dessa luz azul para chegar ao telescópio e ser medido pelos detectores altamente sensíveis do espectrógrafo DRBs . Os dados foram coletados teria levado pelo menos várias vezes mais tempo para obter em qualquer outro telescópio. "

Suas medidas de absorção utilizando 24 ténues galáxias de fundo previstas cobertura suficiente de um pequeno pedaço do céu para ser combinadas em um mapa 3D da teia cósmica primeiro plano.

Desde observando a tais distâncias imensas também está olhando para trás no tempo, o mapa revela as fases iniciais da formação da estrutura cósmica quando o Universo tinha apenas um quarto de sua idade atual, numa época em que as galáxias estavam passando por uma grande 'surto de crescimento ".

Os astrônomos esperam agora para criar um mapa ainda maior para recolher mais insights sobre a estrutura da teia cósmica do adolescente e sua função.


Tem algo a dizer? Deixe-nos saber na seção de comentários ou envie um e-mail para o autor . Você pode compartilhar idéias para histórias por entrar em contato conosco aqui .


• Fonte:. Http://goo.gl/4H5L3h
• Se alguma imagem será removido (a imagem são hospedados por um site especializado, devido ao seu tamanho), por favor, entre em contato conosco . 

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“O conhecimento torna a alma jovem, pois, colhe a sabedoria”.


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Hélio R.M.Cabral (Economista, Escritor e Pesquisador Independente das Ciências: Espacial; Astrofísica; Astrobiologia e Climatologia, Membro da Society for Science and the Public (SSP) e assinante de conteúdos científicos da NASA (National Aeronautics and Space Administration) e ESA (European Space Agency.






segunda-feira, 24 de abril de 2017

AÇÃO GEOLÓGICA DOS OCEANOS

Caro Leitor(a),

A importância do estudo dos oceanos, para os geólogos, reside no fato que desde sua formação, essas massas de água influenciaram no modelamento da superfície da terra, na atmosfera através de suas interações (troca de elementos), no ciclo hidrológico, entre outros.
            Os dados estatísticos referentes aos oceanos indicam um volume de 1,37 bilhões de km3  e uma superfície de 361 milhões de km2, representando um pouco menos de 98,8% da hidrosfera total, sendo o restante constituído por gelo (1,2%), água dos lagos e rios (0,002%) e atmosfera (0,0008%). Calcula-se a profundidade média dos oceanos em 3790 metros, bem maior que a altitude média da terra em relação ao nível do mar, que é de 840 metros. O ponto de profundidade máxima encontra-se na Fossa das Marianas, com cerca de 11 mil metros abaixo da superfície do Pacífico (se o Everest fosse colocado nessa fossa seu pico ficaria a cerca de 2 km da superfície oceânica).
            Toda a água dos oceanos encerra  grande variedade de sais e minerais em solução, contendo de uma certa forma, todos os elementos constituintes dos minerais da crosta da terra.
            A atmosfera e o oceano estão interligados, pois o vento, em combinação com o calor solar e rotação da terra, impulsiona as grandes correntes oceânicas, deslocando imensos volumes de água em gigantescos movimentos giratórios no sentido horário no hemisfério norte e anti-horário do hemisfério sul.

            1 - Propriedades da água do mar

a) Composição Química: a água do mar contém em solução substâncias inorgânicas (sais minerais), gases e substâncias orgânicas. Na verdade, a água é o solvente mais poderoso dos líquidos, e nela pode-se encontrar todos os elementos naturais. Os mais comuns são o cloro (55%) e o sódio (31%), que se combinam para formar o cloreto de sódio (sal de cozinha). Em alto mar, a salinidade média da água é de 35 partes de sal para mil de água.
            Existem cerca de 12 elementos que perfazem cerca de 99,9% dos constituintes na água do mar. São eles: cloro, sódio, magnésio, enxofre, cálcio, potássio, bromo, carbono, estrôncio, boro, silício e flúor. O restante é constituído por outros elementos, presentes em pequena quantidade, que representam uma lista de 57 elementos, entre eles o ouro e urânio.

b) Gases:  dissolvem-se em maior ou menor intensidade na água do mar, dependendo da temperatura da água e da pressão parcial exercida pelo gás. A camada superior da água, até a profundidade de 30 metros é supersaturada em oxigênio, devido as atividades biológicas das algas. Mais para baixo há diminuição do oxigênio enriquecendo o meio em gás carbônico.
            Em geral, existem quatro gases principais presentes na água do mar que são: nitrogênio, oxigênio, dióxido de carbono e o argônio.

c) Temperatura: a variação anual da temperatura da água da superfície dos grandes mares é pequena. Na zona tropical ela varia de 20o a 28oC, nas regiões de clima temperado, de cerca de 7o a 17o e nas regiões polares de 2 a 4oC. Variações bruscas da temperatura podem ser provocadas por correntes marinhas.

d) Luz: um fator decisivo para a vida vegetal no mar é a penetração da luz na água. Os vegetais clorofilados dependem da existência da luz e como a vida animal depende da vegetal, existe nítida correlação entre estes tipos de vida.
            ® Zona fótica (eufótica): quando a intensidade de luz é suficiente para produção primária de fotossíntese conduzindo ao crescimento do fitoplancton. Alcança 200 metros nas águas claras de oceanos abertos diminuindo até 40 metros em plataformas continentais.
            ®Zona Afótica: ocorre entre a zona fótica e o fundo oceânico, caracterizando-se pela fraca a inexistente intensidade da luz.
           
2 - Agentes Marinhos

a) Ondas: a energia do vento é transferida a água do oceano pelo atrito, determinando a formação das ondas. Estas deslocam-se com cristas de alturas variáveis, em média 2 metros, podendo atingir 20 a 30 metros de altura, dependendo da profundidade das águas. O comprimento da onda também é variável, sendo que a mesma descreve um movimento circular e propaga-se até a praia. Quando começa o atrito com o fundo, sua velocidade é retardada na base e a parte superior atinge um ponto de avanço muito grande, perdendo a sustentação  e quebrando-se.  A onda é um agente geológico erosivo graças as partículas de areia que mantém permanentemente em suspensão.

b) Marés:  sob a influência da atração da lua, secundariamente do sol e da força centrífuga de rotação do sistema Terra-Lua, a superfície dos oceanos sofre uma oscilação rítmica, ora se levantando, ora baixando duas vezes por dia. As correntes de maré produzidas durante as marés altas e as correntes de retorno originadas quando da maré baixa, são importantes agentes de sedimentação e erosão.

c) correntes marinhas: são originadas pelos ventos e por diferenças de densidade das águas, as quais, por sua vez, dependem da salinidade, temperaturas e etc... Elas misturam as águas de várias densidades e diferentes temperaturas, distribuindo o plâncton marinho e, transportando e sedimentando o material detritico

            3 - Regiões Marinhas

            As regiões marinhas dividem-se em:

a) Região Litorânea: é a porção que fica continuamente coberta e descoberta pelas ondas. A profundidade é de poucos metros e a extensão varia com a declividade da costa. Esta pode ser desde vertical, sendo neste caso pequena a região litorânea, até quase horizontal, havendo uma grande extensão. No contato direto do mar com o continente são intensas as atividades construtivas e destrutivas das ondas e marés, dependendo é claro, da configuração morfológica da região litorânea.

b) Região Nerítica: estende-se desde a região litorânea até uma profundidade de 200m de lâmina d’água. Nesta região localiza-se a plataforma continental que corresponde a segmentos submersos das margens continentais que mergulham suavemente desde o nível base de ação das ondas (profundidades da ordem de 10 a 20 metros) até a chamada “borda da plataforma” (profundidade da ordem de 150 a 200 metros).

c) Região Batial:  está limitada a profundidade de 1000 metros, caracterizando-se pelo desenvolvimento de uma vida reduzida e por uma maior declividade. Esta região também é denominada de talude continental.

d) Região Abissal:  limita-se desde a profundidade de 1000 metros até as regiões mais profundas caracterizadas pelas fossas oceânicas. A vida é escassa e os sedimentos são finos.

            4 - Erosão Marinha

            No litoral, no contato direto do mar com o continente, á bastante intensa a atividade destrutiva dos oceanos. Se a configuração do local for um costão, o trabalho do mar será altamente destrutivo, atacando diretamente os paredões rochosos com o impacto das ondas.
            A erosão desse modo pode atuar pela ação hidráulica (a água arrasta os fragmentos), por corrosão (desgaste das rochas devido ao material transportado pelas ondas) e por corrosão (ataque químico da água sobre os minerais constituintes das rochas).Desta erosão podem resultar várias feições como, plataformas de abrasão, arcos, pontes e torres naturais e a própria forma da costa.
            5 - Sedimentação Marinha

            O material que chega aos mares pelos rios, mais aquele proveniente da ação erosiva das ondas e correntes na costa é transportado para as diferentes regiões marinhas, juntamente com restos de organismos, segundo os agentes marinhos que predominam. São característicos os depósitos provenientes de origem detrítica (areias, cascalhos e etc), orgânica (corais, acumulo de conchas, entre outros) e química (calcário, bolas de ferro e manganês, sal-gema, fosfato de cálcio e etc.)

a) Sedimentos Litorâneos:  são sedimentos clásticos,  variando de matacões (>256mm), seixos bem arredondados, grãos de areia de diferentes tamanhos, silte e, orgânicos como restos de organismos (conchas por exemplo).

b) Sedimentos Neríticos:  sedimentos terrígenos, orgânicos e químicos são depositados nesta zona. Há uma dependência definida na distribuição dos materiais terrígenos nas bacias marinhas. A parte da plataforma mais próxima do continente é coberta com os sedimentos mais grosseiros, principalmente areias de vários tamanhos, que vão diminuindo a medida que nos afastamos do continente.
            Os depósitos orgânicos forma uma feição típica presente que são os denominados recifes de coral que constituem construções orgânicas de forma abaulada ou de pilar, de crescimento para cima a partir do fundo do mar, representando uma associação biológica de animais e plantas. Para a formação de um recife é necessário algumas condições como:
- presença de um substrato sólido para a sua fixação;
- temperatura da água superior a 18oC com variação anual  não excedendo a 7oC;
- água com salinidade normal;
- água límpida com certa agitação;
- profundidade inferior a 50 metros;
            Os sedimentos químicos originam-se da precipitação dos elementos químicos dissolvidos na água do mar. Entre eles, pode-se citar o calcário formado pela precipitação do carbonato de cálcio, os minerais de ferro e manganês que formam pedras circulares (concreções) que atapetam o fundo do oceano, a sílica, o fosfato de cálcio, o sal-gema entre outros.

c) Sedimentos Batias e Abissais: a composição e distribuição dos sedimentos marinhos dependem da temperatura das águas superficiais e da profundidade do oceano. Tais depósitos são muito mais homogêneos do que aqueles formados nas proximidades da costa, em conseqüência da igualdade das condições físicas e biológicas reinantes nestes locais. Ocorrem depósitos detríticos e orgânicos, sendo estes últimos denominados de vasas.


ESTUÁRIOS
  
            Estuário é um corpo da água litorâneo semifechado com livre acesso para o mar, onde as águas marinhas se misturam com a água doce proveniente do continente em pontos de desembocaduras de rios e baías costeiras, podendo ser considerado zona de transição entre a água doce e a salgada, mas com características próprias.
            A salinidade nos estuários apresenta uma grande variação durante o ano, por isso as espécies que o habitam possuem uma grande tolerância a tais variações. Geralmente, nos estuários, as condições de alimento são muito favoráveis, levando a um grande número de organismos.
            A comunidade que habita os estuários compõe-se de várias espécies que só se desenvolvem nessas regiões, além de espécies que vêm do oceano e algumas poucas que passam do oceano para os rios e vice-versa.. Várias espécies que pertencem ao nécton oceânico utilizam os estuários como hábitat em suas primeiras fases de crescimento, devido ao abrigo e ao alimento abundante disponível. Assim sendo, as regiões comerciais de pesca dependem da conservação e proteção dos estuários.


RIOS

            As águas provenientes das precipitações atmosféricas que caem sobre as superfícies continentais tem vários destinos, sendo que uma parcela escoa segundo o declive  do terreno aproveitando os pequenos canais pré-existentes para formar os arroios e, finalmente os rios. Devemos lembrar que também as águas provenientes dos degelos, bem como aquelas que surgem sob a forma de fontes irão contribuir para a formação de um rio.
            As águas continentais de superfície são consideradas como o mais efetivo e difundido agente geomórfico, pois modificam o relevo, desgastando, fazendo desmoronar rochas e removendo os materiais desagregados.
            O que é um rio? Se formos pesquisar no dicionário veremos que a definição do mesmo resume-se a um curso de água natural que deságua noutro, no mar ou num lago.
            De onde ele se origina? A nascente de um rio, ou seja, seu início, ocorre numa extensa região cujas fontes alimentam um pequeno córrego que se juntará a outros mais adiante, indo finalmente formar o rio. Este por sua vez vai-se avolumando a medida que recebe novos afluentes e também a contribuição da água subterrânea.
            A configuração de um rio e a sua velocidade dependem de diversos fatores, tais como a topografia que intervém na declividade do terreno, o regime pluvial da área de drenagem, a constituição litológica das rochas erodidas pelo rio e o estado erosivo do rio.
® Corredeira: é o aumento de velocidade das águas como conseqüência do aumento do gradiente do leito do rio. O aumento da velocidade das águas faz com que a profundidade do rio se torne menor e a sua superfície acompanhará as irregularidade do fundo. Onde termina a corredeira e se inicia o percurso de águas mais tranqüilas com desnível menor, ocorre uma subida do nível das águas como conseqüência do acúmulo motivado pela diminuição da velocidade.
® Cachoeira: trata-se de uma queda d’água no curso de um rio, ocasionada pela existência de um degrau no perfil longitudinal do mesmo. As causas da existência dessas diferenças de nível no leito do rio podem estar ligadas a falhas, dobras, erosão diferencial, diques e etc...
            O eixo de um rio é a região de maior velocidade e situa-se aproximadamente a dois terços acima da base do rio, por ser o lugar de menor atrito (Fig. 1). Nas curvas, a força centrífuga faz com que essa linha (eixo se desloque para a margem de fora da curvatura. Nas partes retas de um rio o eixo está situado de maneira simétrica.

            Tipos de rios

® Rios Meandrantes: são canais sinuosos típicos de ambiente de planície, caracterizado por um canal principal com um padrão meandrante e que migra lateralmente graças a processos de erosão e deposição;
® Rios Entrelaçados: caracterizado pela presença de múltiplos canais rasos interligados entre si e separados por barras de areia e cascalho instabilizados e que emergem durante períodos de pouca descarga. Típicos de regiões com declive acentuado, rápidas flutuações na descarga, suprimento acentuado de sedimentos grosseiros e etc...

            Erosão Fluvial

            Nas vertentes mais íngremes, a velocidade das águas é grande, formando sulcos e arrastando os resíduos resultantes. Parte das rochas é removida por dissolução. A velocidade das águas em determinados pontos é suficiente para arrancar fragmentos de rochas do fundo e, como conseqüência, aprofundar o leito. Os fragmentos das rochas arrancados são transportados pelas correntes, sofrem desgaste e atuam desgastando o leito do rio.
            A erosão fluvial se processa por:
® corrasão ou abrasão: é o trabalho mecânico elaborado pelo intemperismo e fricção do silte, areia, cascalho e matacão levados pela corrente, sobre as rochas. Como resultado há o desgaste do leito.
® corrosão ou solução: a água decompõe quimicamente as rochas fazendo com que os elementos químicos que formam os minerais sejam solubilizados e transportados pela água;
® ação hidráulica: é o impacto do fluxo de água sobre os detritos de rochas deslocando-os no sentido da corrente.
            A erosão processa-se diferentemente, conforme as diferentes partes do rio. Portanto no curso superior de um rio, isto é, nas regiões próximas das suas cabeceiras, onde predomina geralmente a atividade erosiva e transportadora, há grande quantidade de detritos fornecidos pela água de rolamento, os quais correm sobre as encostas e se ajustam aos detritos originados da atividade erosiva do próprio rio. Nestas condições o rio aumenta seu leito em profundidade determinando uma forma de vale que lembra a de um “V“. No seu curso médio, graças a menor declividade que implica na diminuição da velocidade das águas, diminui o poder transportador ocasionando a deposição dos fragmentos maiores que vão agora proteger o fundo do rio contra o trabalho erosivo. Com o aumento da deposição de detritos nas regiões de menor velocidade verifica-se uma mudança na configuração do vale, que passará a ter a forma de um “U”, bastante aberto, de base muitas vezes, maior que os lados. Tal configuração decorre da deposição no fundo e da erosão que passou a ser lateral. Por fim, desenvolve-se um rio sinuoso, que ao longo do seu percurso deixa meandros abandonados.

            Estágios de um Rio

            Um rio tem três estágios, sendo que no primeiro, o fluxo de água é rápido, cavando profundamente seu leito, arrastando fragmentos de rocha. Neste estágio os vales tem forma de V, originados pela ação de erosão do rio, as quedas de água são freqüentes e as zonas mais profundas  resultam da erosão de seu leito por fragmentos  de rochas arrastados pelo movimento da água.
            No segundo estágio, o fluxo é um pouco menor,  trasportando e depositando sedimentos ao mesmo tempo que continua a erosão. Nesta fase origina-se uma pequena planície de inundação, formada por depósitos de sedimentos trazidos no primeiro estágio. A maioria dos depósitos ocorre na época das enchentes.
            No terceiro estágio, o fluxo é ainda menor, mas o transporte é maior, principalmente das partículas finas em suspensão e produtos solúveis. Formam-se extensas planícies de inundação com meandros bem desenvolvidos, bem como na parte final (onde desemboca o rio, num lago ou oceano) há o desenvolvimento de um delta.

            Modos de Transporte

            As correntes de água transportam substâncias das seguintes maneiras:
1 - Solução: são transportados por solução os constituintes das rochas que podem ser solubilizados. São carregados pelas águas superficiais ou pelas águas subterrâneas para os rios e lagos e, por fim para os oceanos. A carga solúvel de um rio é produto da área drenada pelo mesmo e por seus afluentes.
2 - Suspensão: ocorre quando a intensidade de turbulência e a velocidade são maiores, que a velocidade de assentamento das partículas sedimentares. Quanto maior for a velocidade de um rio, tanto maior será sua capacidade de manter e transportar partículas em suspensão. A carga de um rio é constituída por partículas que variam em forma, tamanho e densidade. As partículas susceptíveis de serem levadas por suspensão são as menos densas, as menores e, as menos esféricas. Disto se conclui, que a carga em suspensão será governada pela densidade, tamanho e esferecidade das partículas.
3 - Tração: normalmente são transportados por tração aquelas partículas grosseiras, as quais descrevem seu caminho no, ou próximo ao fundo dos rios. O transporte por tração pode ser dividido em: rolamento, saltitação e escorregamento.

LAGOS, LAGOAS E LAGUNAS

LAGOS
               São depressões do solo produzidas por causas diversas e cheias de águas confinadas, mais ou menos tranqüilas, pois dependem da área ocupada pelos mesmos. As formas, profundidades e as extensões dos lagos são muito variáveis. Geralmente são alimentados por um ou mais rios afluentes, podendo possuir também rios emissários o que evita o seu transbordamento.
Quanto a origem os lagos podem ser formados:
a)Influencias Tectônicas: as várias atividades  tectônicas (dobramentos, falhamentos e etc...) são responsáveis  pela formação de lagos grandes e profundos. Arqueamentos  de superfícies podem reverter a drenagem e ocasionar o surgimento de lagos; suaves arqueamentos marginais originaram bacias centrais ocupadas pelas águas; dobramentos podem originar  depressões ocupadas por lagos ou, no processo de formação de altas cadeias montanhosas criar depressões intermontanas (Ex. Lago Titicaca).
b)Atividades Vulcânicas: as caldeiras, crateras e as barragens efetuadas pelo escoamento de lavas são responsáveis pela formação de inúmeros lagos.
c)Atividades Glaciárias: tem sua origem relacionada, de alguma maneira, com a ação das geleiras continentais e de montanhas. A ação de geleiras nas montanhas cria depressões que posteriormente são ocupadas pelas águas.
d)Influência Litorânea: o processo mais comum relaciona-se com o desenvolvimento dos cordões arenosos (restingas), que vão retilinizando o litoral e fechando as reentrâncias separando do mar aberto massas de água  que se tornam enclausuradas.
e)Ilnfluência Fluvial: ao longo dos cursos d'água onde os rios apresentam meandros, é comum o aparecimento de lagos e lagoas. Muitos lagos estão relacionados com a evolução de meandros abandonados.

LAGOA
               Depressão de formas variadas, principalmente tendendo a circular, de profundidade pequena e cheia de água doce ou salgada. As lagoas podem ser definidas como lagos de pequena extensão e profundidades.

LAGUNA
                        Depressão contendo água salobra ou salgada localizada na borda litorânea. A separação das águas da laguna das do mar pode-se fazer por um obstáculo mais ou menos efetivo, mas não é rara a existência de canais, pondo em comunicação as duas águas.



 BIBLIOGRAFIA

O Correio da Unesco. 1986. O Planeta Azul. Ano 14, n.4, p.1-40.

LEINZ, V. & AMARAL, S.E. DO. 1987. Geologia Geral. Editora Nacional. São Paulo. 10 ed. 398p.

POPP, J.H. 1987. Geologia Geral. 4 ed. Rio de Janeiro, 299p.

BENEDITO BRAGA. Introdução à Eng. Ambiental


Maior profundidade

Oceano
7.235 metros (23.730 pés)
5.450 metros (17.881 pés)
8.648 metros (28.374 pés)
7.725 metros (25.344 pés)
10.911 metros (35.840 pés)
5.121 metros (17.220 pés)
As entradas em negrito são os extremos da Terra.


  
Ilhas Marianas

 Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
As Ilhas Marianas são um exemplo clássico de um arco vulcânico, uma cadeia de montanhas ou ilhas vulcânicas em arco, localizadas em zonas de subducção de placas tectónicas, neste caso, na região do Oceano Pacífico ocidental onde a Placa do Pacífico se encontra com a Placa das Filipinas.
Encontram-se a norte das Ilhas Carolinas, que formam os Estados Federados da Micronésia, a cerca de 2000 km a norte da Nova Guiné e aproximadamente à mesma distância das Filipinas, a sudoeste, e do Japão, a noroeste.
São 15 ilhas, com uma orientação aproximada norte-sul, das quais a que fica mais ao sul, Guam é um território dos Estados Unidos da América e as restantes 14 formam o “Estado Livre Associado” (ou Commonwealth) das Marianas Setentrionais, também dependentes dos EUA.
As ilhas foram “descobertas” por Fernão de Magalhães em 1521, que as declarou colónia espanhola e as apelidou de "Las Islas de los Ladrones" (Ilhas dos Ladrões), aparentemente porque os nativos não eram amistosos. Em 1668 o nome das ilhas foi mudado para Las Marianas, em homenagem a Mariana da Áustria, viúva do rei Filipe IV de Espanha.
Praticamente toda a população nativa foi exterminada durante o domínio espanhol e, mais tarde, foram repovoadas por nativos doutras ilhas da Micronésia. A colónia espanhola foi vendida à Alemanha em 1899 e tomada pelos japoneses em 1914, que a tornaram numa zona militar. Durante a Segunda Guerra Mundial, os “Marines” aterraram ali a 15 de Junho de 1944 e ganharam a Batalha de Saipan, que durou 3 semanas.
Depois da derrota do Japão, as ilhas passaram a ser administradas pelos EUA, como parte do Protectorado das Ilhas do Pacífico das Nações Unidas. Na década de 1970, os seus habitantes decidiram-se, não a favor da independência, mas de laços mais fortes com os EUA e, a 1 de Janeiro de 1978, foi aprovada a constituição do seu estatuto actual.


A exploração das regiões abissais dos oceanos começou com o pioneirismo e a coragem do naturalista William Beebe e do engenheiro Otis Barton, que em 1930 chegaram a 300 metros de profundidade em uma esfera de aço suspensa por um cabo de aço de 1 polegada (2.54 cm) de espessura. Em 15 de agosto de 1934, William Beebe e Otis Barton desceram a pouco mais de 900 metros profundidade nas ilhas Bermudas (Caribe), quebrando o próprio recorde mundial.

Em 1951, na fossa das Marianas, o navio da marinha real britânica HMS Challenger II descobriu com o sonar a depressão mais profunda dos oceanos. A depressão foi denominada Challenger, em homenagem ao navio que a descobriu.

No dia 23 de janeiro de 1960, o engenheiro oceanográfico e explorador Jacques Piccard e o tenente da marinha americana Donald Walsh realizaram uma das maiores e mais arriscadas aventuras de todos os tempos: “pousaram” na depressão Challenger, distante 11 mil metros da superfície do mar.

A depressão Challenger é o ambiente mais extremo da Terra. A pressão da água é de inimagináveis 11 mil toneladas por m² ou 1100 vezes a pressão atmosférica. Para se ter uma idéia do que isso representa, submarinos militares normalmente só conseguem descer a no máximo 300 metros de profundidade e o gás de cozinha (GLP) de um botijão domestico está sob uma pressão de “apenas” 150 toneladas por m² ou 15 vezes a pressão atmosférica. Alem disso a região da fossa das marianas é suscetível a terremotos submarinos, a temperatura da água é de poucos °C acima de zero, fendas lançam lava vulcânica, fontes hidro-termais lançam jatos de água que alcançam a temperatura de centenas de ºC e a escuridão é total.

Somente uma maquina conseguiria levar um ser humano a depressão Challenger e trazê-lo com vida: o submergível Trieste.

O Trieste possui uma esfera de aço de 13 toneladas, com 1.9 metros de diâmetro interno, 2.027 metros de diâmetro externo e 12.7 cm (5 polegadas) de espessura, com capacidade para 2 tripulantes. Foi usada a liga de aço mais resistente do mundo, a HY-100. A janela, de formato cônico, é feita de um acrílico especial mais resistente que o quartzo fundido, com diâmetro interno de 6 cm, externo de 40 cm e espessura de 15.24 cm (6 polegadas). A força total exercida sobre a esfera de aço a 11 mil metros de profundidade é de indescritíveis 140 mil toneladas, 40% a mais do que o peso de um porta-aviões classe Nimitz.

O Trieste mede 18 de comprimento e pesa 50 toneladas vazio. Possui um flutuador enchido com 100 toneladas de gasolina, escolhida por ser mais leve que a água, o que eleva o seu peso total para 150 toneladas. A água entra no flutuador por orifícios localizados embaixo dele e fica em contato com a gasolina, que por ser mais leve não desce. Com isso consegue-se igualar a pressão no flutuador, que não foi projetado para suportar elevadas pressões. A submersão é conseguida liberando-se uma pequena quantidade de gasolina. Existem 9 toneladas de contra-pesos de aço que são liberados através de portas eletromagnéticas, usados na subida e em caso de emergência. Durante a subida, 2 toneladas de contra-peso foram liberadas. Os 2 motores elétricos de 2 HP fazem o Trieste se mover a velocidade de 1 milha náutica por hora.

A descida a depressão Challenger levou 5 apreensivas horas. Nos 20 minutos em que o Triste explorou o local, com a temperatura da água em 3 °C e dentro da esfera em congelantes 7 °C, Piccard (que mastigava um chocolate) e Walsh se surpreenderam ao verem peixes planos (achatados) nadando no chão da depressão Challenger, algo nunca antes imaginado. Viram peixes e criaturas bizarras nunca antes vistas e estima-se que existam muito mais seres vivos desconhecidos vivendo nessas regiões abissais. As potentes lâmpadas de vapor de mercúrio do Trieste iluminaram um local e seres vivos que nunca haviam recebido luz solar. A volta levou 3 horas e 15 minutos.

A ida a depressão Challenger foi um ato de extrema coragem. Se o Trieste não conseguisse voltar a superfície, não haveria possibilidade de resgate. O suprimento de oxigênio e de água duraria apenas alguns dias. Qualquer falha na vedação entre a janela e a esfera e entre a escotilha de entrada/saída e a esfera seria catastrófica. Durante a descida, a janela sofreu uma rachadura, o que causou um grande susto. Se a janela se rompesse, a água entraria com tamanha força e velocidade que em milésimos de segundo a tripulação seria esmagada.

A ida do homem a depressão Chellenger foi o objetivo do programa Nekton, uma espécie de versão marinha do programa Apollo (que levou o homem a lua), que tinha por objetivo levar o homem as profundezas da Terra.

Milhares de alpinistas chegaram ao topo do monte Everest, centenas de astronautas foram ao espaço, 12 homens pisaram na lua, mas apenas 2 estiveram na região mais profunda da Terra. Piccard e Walsh nunca mais voltaram lá e não se sabe se um dia alguém voltara.

Nos anos seguintes após a aventura histórica, o Trieste encontrou os restos de 2 submarinos da marinha americana que afundaram acidentalmente, o USS Scorpion e o USS Thresher.

Atualmente o Trieste se encontra no Naval Historical Center, no Washington Navy Yard em Washington, DC.



ORIGEM DOS OCEANOS
Uma das perguntas mais persistentes da humanidade é sobre as
origens do homem e do universo, tendo originado tantas cosmogonias
quantas civilizações existentes.
Para os povos que colonizaram o litoral e para aquelas pessoas que
tiveram alguma experiência com os oceanos, duas outras perguntas devem
ter surgido em algum momento: 1) Por que o mar é salgado? 2) Qual a
origem da água dos oceanos? A essas perguntas intuitivas, soma-se uma
terceira: 3) Como se formaram as bacias oceânicas que hoje se encontram
preenchidas por água salgada?
Dado que a idade da Terra é de cerca de 4,6 bilhões de anos e que os
oceanos foram formados muito precocemente nesta história geológica, essas
perguntas só podem ser respondidas de forma parcial e especulativa.
De acordo com a teoria do Big Bang, no início do universo toda a
matéria estava concentrada em um único ponto, extremamente denso, unida
por forças gravitacionais. Há 20 bilhões de anos atrás essa massa única se
expandiu numa grande explosão - o Big Bang - e reações nucleares
produziram todo o hidrogênio e o hélio existente atualmente, porém, nenhum
dos elementos pesados.
Muitos dos outros elementos encontrados na Terra foram produzidos
por nucleossíntese nas estrelas que se formaram após a Big Bang, processo
esse que continua a ocorrer nos dias de hoje. A maioria das estrelas queima
hidrogênio e produz hélio e uma grande quantidade de energia (4 átomos de
hidrogênio sofrem fusão e formam um de hélio). Uma estrela colapsa após
queimar todo seu hidrogênio. Após colapsar, a estrela pode queimar hélio e
produzir carbono e oxigênio. Estrelas com massa elevada, denominadas
gigantes vermelhas, passam por este ciclo, queimando e colapsando várias
vezes, produzindo carbono, neônio, oxigênio e, finalmente, magnésio e
elementos pesados. Por último, o ferro também é produzido. Elementos mais
pesados que o ferro são formados nas supernovas, que é a explosão de
grandes estrelas após a queima de todo hidrogênio. Nesta explosão, a maior
parte da matéria da estrela é expelida para o espaço, produzindo nêutrons.
Esses nêutrons colidem com elementos estelares e produzem elementos
pesados que também são expelidos para o espaço devido à explosão da
supernova.
Os elementos formados por nucleossíntese nas gigantes vermelhas e
durante as supernovas formam parte da poeira interestelar. O sol, a Terra e
os outros planetas foram formados a partir da poeira interestelar à cerca de
4,6 bilhões de anos atrás. Uma nuvem de poeira interestelar tornou-se
progressivamente mais densa, devido à força gravitacional entre as
partículas, tendo, finalmente, se tornado densa o suficiente para que colisões
produzissem corpos maiores, denominados planetesimais, e finalmente o sol
e os planetas (Figura 1).
Figura 1: Representação da origem do sistema solar. (a) atração da poeira
estelar por forças gravitacionais; (b) adensamento da nuvem e colisão
entre partículas; (c) formação de corpos maiores; (d) formação do sistema
solar.
Quando da formação da Terra, os elementos foram segregados de
acordo com suas densidades, tendo ocorrido uma subida do material mais
leve - os gases, que formaram a proto-atmosfera terrestre. A composição dos
gases atmosféricos deve ter sido muito semelhante à dos gases expelidos
atualmente pelos vulcões e gêiseres, dentre os quais inclui-se o vapor d'
água. Inicialmente a temperatura atmosférica era muito elevada, mas à
medida que a Terra foi esfriando, a grande massa de vapor d'água presente
na atmosfera se condensou e precipitou na superfície do planeta,
preenchendo as bacias oceânicas, há cerca de 4 bilhões de anos, logo após
a solidificação da crosta. As rochas mais antigas que se tem conhecimento
foram datadas de 3,8 bilhões de anos. Elementos voláteis, como o vapor
d'água, também foram introduzidos no planeta, trazidos por cometas que
penetraram na atmosfera terrestre.
Dentre os gases que escaparam para a atmosfera e que continuam a
ser expelidos por vulcões encontram-se o dióxido de carbono (CO2) e o ácido
hidroclorídrico (HCl), este último sendo a fonte de cloro para a água do mar.
Deste modo, logo nos primórdios dos oceanos, a água acumulada nas bacias
oceânicas sofreu um processo de salinização, que foi incrementado a medida
que a erosão dos continentes forneceu mais elementos dissolvidos para a
solução.
Existem algumas evidências que a composição da água do mar tem
se mantido constante há bilhões de anos devido ao balanço entre a entrada
de sais, principalmente via rios e fontes hidrotermais, e a saída,
principalmente via sedimentação e formação de depósitos de sais. Apesar
disso, análises recentes realizadas com gotículas de água do mar de épocas
passadas, conservadas no interior de cristais de sal, constataram mudanças
na concentração de componentes químicos dissolvidos nas águas dos
oceanos ao longo das últimas centenas de milhões de anos. Este fato pode
derrubar a teoria vigente de que a composição química dos oceanos
permaneceu inalterada nos últimos dois bilhões de anos. Neste sentido,
pesquisas científicas ainda estão sendo conduzidas a fim de solucionar esta
questão.
Como visto, os oceanos já nasceram salgados, apesar de mais sais
terem sido adicionados gradualmente, à medida que a crosta formada foi
sendo intemperizada. A composição química do oceano recém-formado era,
provavelmente, semelhante a atual, exceto por mudanças causadas pela
atividade biológica que tiveram início com a origem da vida há cerca de 3,5
bilhões de anos. A produção fotossintética aumentou em muito a
concentração de oxigênio na atmosfera e na hidrosfera e a precipitação
biológica de carbonatos levou a uma redução do dióxido de carbono
atmosférico, ao mesmo tempo em que aumentou a concentração de carbono
nos sedimentos marinhos.
O balanço de sais dos oceanos, que mantém a salinidade constante, é
um processo ainda não completamente compreendido. O total de sais
dissolvidos nos oceanos é de 55 trilhões de toneladas. Considerando que os
sais vem sendo adicionados na água do mar nos últimos 3,5 bilhões de anos,
a uma média anual de 2,7 bilhões de anos (cerca de 0,000005% do total
atual), essa é a quantidade que deve estar sendo removida pela formação de
depósitos de evaporitos, sedimentação de sais adsorvidos a argilas e
componentes inorgânicos, remoção por reações químicas em fontes
hidrotermais, sedimentação de partículas orgânicas e soterramento de recifes
biológicos por atividade tectônica.
Formação das bacias oceânicas
O diagrama abaixo nos dá uma idéia da forma geral de uma bacia oceânica.
Só uma parte muito pequena ultrapassa 6.000m de profundidade e as
depressões abissais (+10.000m prof.) são dificilmente visíveis aqui. As
porções mais importantes são quase invisíveis neste diagrama: a terra até
500m onde a maioria das pessoas vive e o mar até 200m, onde a maioria da
produtividade do oceano é encontrada. Dessa pequena área (c.a. 17%), toda
a populaçãomundial obtém seu sustento.
Segundo cientistas, a formação da crosta terrestre ocorreu devido ao
resfriamento do material líquido existente, permitindo que partículas de
diferentes composições químicas migrassem de forma diferenciada para a
superfície ou para o núcleo da Terra.
Neste sentido, levantou-se a questão à cerca da natureza diferenciada
dos solos oceânicos e continentais. Evidências demonstravam que as
montanhas oceânicas em nada se pareciam com os dobramentos que
formavam os Alpes, por exemplo.
Efetivamente, a crosta oceânica e a crosta continental apresentam
diferenças entre si. A primeira ocorre sob os oceanos, é menos espessa e é
formada por extravasamentos vulcânicos ao longo de imensas faixas no meio
dos oceanos (as cadeias meso-oceânicas), que geram rochas basálticas. A
segunda é mais espessa, pode emergir até alguns milhares de metros acima
do nível do mar, e é formada por vários processos geológicos, tendo uma
composição química média mais rica em Si e em AI que as rochas basálticas,
que pode ser chamada de composição granítica.
Estudos demonstraram que as montanhas submarinas formavam um
sistema global de cerca de 65000km de comprimento. Isto ajudou a
interpretar o sistema de cordilheiras e fendas abissais, estabelecendo o
conceito de "Expansão do Assoalho Oceânico". A flutuação continental se
tornou uma teoria aceita somente na década de 40. Desde então, cientistas
buscam por evidências capazes de elucidar como tal flutuação
verdadeiramente ocorre.
A crosta oceânica e continental, junto com uma parte superior do
manto, forma uma camada rígida com 100 a 350km de espessura. Esta
camada chama-se Litosfera e constitui as placas tectônicas, que formam, na
superfície do globo, um mosaico de placas encaixadas entre si como um
gigantesco quebra-cabeças; são as placas tectônicas ou placas litosféricas.
Abaixo da litosfera, ocorre a Astenosfera, que é parte do manto superior;
suas condições de temperatura e pressão permitem uma certa mobilidade,
muito lenta, mas sensível numa escala de tempo muito grande, como é a
escala do tempo geológico. A velocidade de movimento da placa (3-15
mm/ano) é semelhante à velocidade de crescimento de uma unha, mas tal
velocidade pode sofrer variação em função do local de ocorrência.
O manto da Terra é formada por rochas com elevadas temperaturas,
semi-líquidas, que circulam muito lentamente por via de correntes de
convecção. O movimento de ascensão destas correntes provoca atividade
vulcânica, emitindo lavas que solidificam imediatamente, promovendo, neste
local, a expansão da crosta oceânica.
No meio dos Oceanos Atlântico, Pacífico e Índico existem cordilheiras
submarinas, que se elevam a até cerca de 4.000m acima do assoalho
oceânico. Estas cordilheiras, denominadas meso-oceânicas, são
interrompidas transversalmente pelas falhas transformantes e sublinham
imensas rupturas na crosta, ao longo das quais há extravasamentos
periódicos de lava basáltica vinda das partes mais internas (astenosfera). O
mesmo mecanismo que força a cordilheira a se abrir periodicamente
(correntes de convecção divergentes) para que materiais mais novos possam
se colocar ao longo das aberturas, formando e expandindo o domínio
oceânico, em outros locais promove colisões de placas (correntes de
convecção convergentes). Nestas colisões, a placa que contém crosta
oceânica, mais pesada, entra sob a placa continental, que se enruga e
deforma (processos incluídos no metamorfismo), gerando as grandes cadeias
continentais (Andes, Montanhas Rochosas). A placa que afundou acaba por
se fundir parcialmente ao atingir as grandes temperaturas internas (zona de
subducção), gerando magma passível de subir na crosta formando rochas
ígneas intrusivas ou extrusivas. Desta forma, a crosta oceânica é renovada,
sendo gerada nas cadeias meso-oceânicas e reabsorvida nas zonas de
colisões entre as placas, onde ocorre subducção. Assim, oceanos são
formados pela divisão de continentes. Por exemplo, há 180 milhões de anos,
um grande continente chamado Gondwana dividiu-se, formando a África, a
América do Sul e o oceano Atlântico.
Outros oceanos podem ser fechados por movimentos convergentes
das placas (por exemplo, o Mar Mediterrâneo está sendo fechado pela
aproximação entre a África e a Europa). Os limites entre as placas podem ser
divergentes, onde elas separam-se, criando fundo oceânico, ou
convergentes, onde elas colidem, formando cadeias montanhosas
continentais ou fechando oceanos.
A crosta continental, formada antes dos oceanos, é composta por
granito, rochas formadas por silício e alumínio (SiAl) e possui cerca de 30 à
40 Km de espessura. Apresenta densidade menor que a densidade do
manto. A crosta oceânica possui cerca de 11 Km de espessura, rochas
formadas por silício e magnésio (SiMa) e é mais rígida que a crosta
continental, porém mais leve que o manto, sobre o qual flutua em equilíbrio.
O sedimento oceânico também é formado com o desgaste e a erosão
sofrida pelas rochas. Partículas leves, como silte e argila, provenientes da
superfície terrestre, bem como esqueletos calcários de organismos marinhos
e alguns metais, como manganês, freqüentemente são depositados no fundo
O mapa mostra as placas tectônicas
relativas ao posicionamento dos
continentes. As linhas pontilhadas
em vermelho são cadeias
montanhosas e faixas marginais
com atividade vulcânica. Nestes
locais ocorre a colisão das placas,
provocando o lançamento de lava e
elevando o relevo. Este fato provoca
também, em contraste, o
afastamento do solo oceânico em
O diagrama mostra como a crosta
oceânica é continuamente formada
nas áreas onde o solo oceânico está
se expandindo, enquanto a milhares
de quilômetros adiante, uma outra
porção da crosta é “absorvida” pelo
manto.
dos oceanos, dando origem ao sedimento oceânico que, na realidade, é uma
mistura de muitos destes constituintes.
Características de uma
bacia oceânica
No limiar entre o mar e a
“terra”, o continente inicia um
declive gradual até cerca de
200 m de profundidade. Esta
região é conhecida como
plataforma continental. Por
várias razões, esta é a região
mais produtiva do oceano. A
partir daí, o a declividade do solo aumenta (talude continental), até tornar-se
mais gradual novamente (elevação continental) e então atingir regiões mais
profundas, denominadas regiões abissais (Gk a = sem; bussos = profundidade,
abismo).
O piso oceânico, traçado por Bruce Heezen e Marie Tharp, logo após SEGUNDA
GUERRA MUNDIAL. As zonas de propagação podem ser claramente discriminadas
das zonas de subducção (e seus respectivos sulcos).
Escala vertical alterada para melhor ilustrar o formato de
uma bacia oceânica.
Referências Bibliográficas
Baptista Neto et al., 2004. Introdução à Geologia Marinha. Ed. Interciência,
Rio de Janeiro.
Thurman, H.V., 1994 – Introductory Oceanography. Macmillan Publ., New
York.
The origin of the oceans. School of Fisheries and Ocean Science

http://www.sfos.uaf.edu/msl111/notes/origin.html



“O conhecimento torna a alma jovem, pois, colhe a sabedoria”.


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Hélio R.M.Cabral (Economista, Escritor e Pesquisador Independente das Ciências: Espacial; Astrofísica; Astrobiologia e Climatologia, Membro da Society for Science and the Public (SSP) e assinante de conteúdos científicos da NASA (National Aeronautics and Space Administration) e ESA (European Space Agency.