Composição Formação Planetologia Comparada Crateramento Atmosferas

O Sistema Solar


FotoSS
Nosso Sistema Solar está composto pela nossa estrela, o Sol, pelos oito planetas com suas luas e anéis, pelos planetas anões, asteróides e pelos cometas. Os cinco planetas mais brilhantes, que são visíveis a olho nu, já eram conhecidos desde a antiguidade. A palavra planeta em grego quer dizer astro errante. Depois da invenção do telescópio, outros dois planetas do Sistema Solar foram descobertos: Urano em 1781 por William Herschel (1738-1822), e Netuno em 1846 por previsão de Urbain Jean Joseph Le Verrier (1811-1877) e John Couch Adams (1819-1892).

Plutão foi descoberto em 1930 por Clyde William Tombaugh (1906-1997), e classificado até agosto de 2006 como o nono planeta do Sistema Solar. Desde então a União Astronômica Internacional reclassificou Plutão como "planeta anão", constituindo uma nova categoria de corpos do Sistema Solar, na qual também foram encaixados Ceres, o maior objeto do cinturão de asteróides entre as órbitas de Marte e Júpiter, e Éris (2003UB313) o maior asteróide do cinturão de Kuiper. Mais informações sobre asteróides são dadas em nossa página Corpos Menores do Sistema Solar.

Os nomes dos planetas são associados a deuses romanos: Júpiter, deus dos deuses; Marte, deus da guerra; Mercúrio, mensageiro dos deuses; Vênus, deusa do amor e da beleza; Saturno, pai de Júpiter, deus da agricultura; Urano, deus do céu e das estrelas, Netuno, deus do Mar e Plutão, deus do inferno.

Uma frase mnemônica para lembrar a ordem é:

Meu
E
R
C
Ú
R
I
O
 		Velho
Ê
N
U
S
 		Tio
E
R
R
A
 		Me
A
R
T
E
 		Jurou
U
P
I
T
E
R
 		Ser
A
T
U
R
N
O
 		Um
R
A
N
O
 		Netuniano
E
T
U
N
O

Outro mnemônico, incluindo Plutão: Minha Vó Tem Muitas Jóias. Só Usa No Pescoço.
O corpo dominante do sistema é o Sol, com 99,85% da massa. Todos os planetas do Sistema Solar giram em torno do Sol, aproximadamente no mesmo plano e no mesmo sentido, e quase todos os planetas giram em torno de seu próprio eixo no mesmo sentido da translação em torno do Sol.
Massa no Sistema Solar
ComponenteMassa
Sol 99,85%
Júpiter 0,10%
Demais planetas 0,04%
Cometas 0,01% (?)
Satélites e anéis 0,000 05%
Asteróides 0,000 000 2%
Meteoróides e poeira 0,000 000 1% (?)

plano plano
Órbitas dos planetas externos em torno do Sol e do cometa Halley (elipse bastante excêntrica). A órbita de Plutão é inclinada 17° em relação ao plano médio dos planetas.

Composição Química da Atmosfera do Sol


ElementoZAPercentagemPercentagem
   em massaem número
    de partículas
H1170,57%91,2%
He2427,52%M 8,7%
O8160,9592%0,078%
C6120,3032%0,043%
Ne10200,1548%
Fe26560,1169%
N7140,1105%
Si14280,0653%
Mg12240,0513%
S16320,0396%
Ne12240,0208%
Mg12260,0079%
Ar18360,0077%
Fe26540,0072%
Mg12250,0069%
Ca20400,0060%
Al13270,0058%
Ni28580,0049%
C6130,0037%
He230,0035%
Si14290,0034%
Na11230,0033%
Fe26570,0028%
Si14300,0024%

Origem do Sistema Solar


nebula ssanim.gif

A hipótese moderna para a origem do Sistema solar é baseada na hipótese nebular, sugerida em 1755 pelo filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), e desenvolvida em 1796 pelo matemático francês Pierre-Simon de Laplace (1749-1827), em seu livro Exposition du Systéme du Monde. Laplace, que desenvolveu a teoria das probabilidades, calculou que como todos os planetas conhecidos até então estão no mesmo plano, giram em torno do Sol na mesma direção, e também giram em torno de si mesmo na mesma direção (com excessão de Vênus), só poderiam ter se formado de uma mesma grande nuvem discoidal de partículas em rotação, a nebulosa solar. A versão moderna da teoria nebular propõe que uma grande nuvem rotante de gás interestelar colapsou para dar origem ao Sol e aos planetas. Uma vez que a contração iniciou, a força gravitacional da nuvem atuando em si mesma acelerou o colapso. À medida que a nuvem colapsava, a rotação da nuvem aumentava por conservação do momentum angular e, com o passar do tempo, a massa de gás rotante assumiria uma forma discoidal, com uma concentração central que deu origem ao Sol. Os planetas teriam se formado a partir do material no disco.

Weizacker As observações modernas indicam que muitas nuvens de gás interestelar estão no processo de colapsar em estrelas, e os argumentos físicos que predizem o achatamento e o aumento da taxa de rotação (spin) estão corretos. A contribuição moderna à hipótese nebular diz respeito principalmente a como os planetas se formaram a partir do gás no disco, e foi desenvolvida nos anos 1940 pelo físico alemão Carl Friedrich Freiherr von Weizäcker (1912-2007). Após o colapso da nuvem, ela começou a esfriar; apenas o Proto-sol, no centro, manteve sua temperatura. O resfriamento acarretou a condensação rápida do material, o que deu origem aos planetesimais, agregados de material com tamanhos da ordem de quilômetros de diâmetro, cuja composição dependia da distância ao Sol: regiões mais externas tinham temperaturas mais baixa, e mesmo os materiais voláteis tinham condições de se condensar, ao passo que nas regiões mais internas e quentes, as substâncias voláteis foram perdidas. Os planetesimais a seguir cresceram por acreção de material para dar origem a objetos maiores, os núcleos planetários. Na parte externa do Sistema Solar, onde o material condensado da nebulosa continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingiram massas da ordem de 10 vezes a massa da Terra, ficando tão grandes a ponto de poderem atrair o gás a seu redor, e então cresceram mais ainda por acreção de grande quantidade de hidrogênio e hélio da nebulosa solar. Deram origem assim aos planetas jovianos. Na parte interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos planetários não puderam crescer muito, dando origem aos planetas terrestres.

Planetologia Comparada

Características Gerais dos Planetas

Existem dois tipos básicos de planetas, os terrestres, que são do tipo da Terra, e os jovianos, que são do tipo de Júpiter. Os planetas terrestres compreendem os quatro planetas mais próximos do Sol: Mercúrio, Vênus, Terra e Marte. Os jovianos compreendem os quatro planetas mais distantes, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. As características fundamentais de cada tipo estão resumidas na tabela abaixo:

Propriedades fundamentais dos Planetas

tabular19

Como se determinam estas características?
Massa: determinada a partir da terceira lei de Kepler, se o planeta tem satélites. Se não tem, é determinada a partir de perturbações causadas nas órbitas de outros planetas ou de satélites artificiais que são enviados até estes planetas.

Raio: medido diretamente do tamanho angular, quando se conhece a distância.

Distância ao Sol: determinada a partir das órbitas, da paralaxe geocêntrica do planeta, ou, mais modernamente, por medidas de radar.

Composição química: pode ser estimada a partir da densidade média do planeta, e por espectroscopia.

Outras propriedades importantes dos planetas são:

Rotação: todos os planetas apresentam rotação, detectada a partir da observação de aspectos de sua superfície, por medidas de efeito Doppler ou de taxas de rotação do campo magnético.

Temperatura: como os planetas obtém a maior parte de sua energia da luz solar, suas temperaturas dependem basicamente de sua distância ao Sol. Existe uma relação simples entre a temperatura característica, ou temperatura efetiva (Tef) de um planeta e sua distância média ao Sol a:

displaymath132
Assim, sabendo a temperatura efetiva da Terra (260 K, na ausência de atmosfera), podemos estimar a temperatura efetiva dos outros planetas simplesmente dividindo 260 pela raiz quadrada de sua distância ao Sol em unidades astronômicas.

Reflectividade: parte da energia solar incidente sobre o planeta é refletida, e parte é absorvida. A fração da energia solar total incidente que é refletida chama-se albedo (A).


A = energia espalhada em todas as direções
energia solar incidente

O resto da energia (1-A), é absorvida e re-emitida em forma da radiação infra-vermelha (AT=0.434, AJ=0.538).

Estrutura Interna

Para conhecer a estrutura interna dos planetas é necessário saber de que forma certos parâmetros físicos, como pressão, temperatura e densidade, variam com o raio. Como um exemplo, a densidade média (massa/volume) da Terra é 5,5 g/cm3 e a densidade das rochas (silicatos) na superfície é de 2,6 g/cm3. Logo a Terra deve ter uma estrutura interna diferenciada.

Camada da TerraEspessura (km)Densidade (g/cm3)
Crosta352,5 - 2,6
Crosta oceânica5 - 123,0 - 3,5
Manto28854,5 - 10
Núcleo externo (líquido)227010,7 - 11
Núcleo interno (sólido))121613,5
A pressão pode ser obtida da equação de equilíbrio hidrostático.

Equilíbrio hidrostático

O equilíbrio do planeta é mantido por duas forças opostas: a auto-gravitação e a força decorrente da pressão. Assim, se o planeta não está nem se expandindo nem se contraindo, ele tem que obedecer à equação de equilíbrio hidrostático, isto é, em cada ponto, o peso (FG) das camadas superiores é balanceado pela força de pressão das camadas inferiores (dPds), onde ds é um elemento de área.

dPdr Mais detalhadamente, vamos considerar um elemento de volume cilíndrico, a uma distância r do centro da estrela, com seu eixo na direção do centro, com uma seção transversal ds e um comprimento dr. A força de pressão atuando sobre este elemento, isto é, a diferença entre a força de pressão na parede interna e a força de pressão na parede externa, é dada por:

-\frac{dP}{dr}dsdr
onde P é a pressão, que será uma função, monotonicamente decrescente, da distância r ao centro. A força gravitacional atuando sobre o mesmo volume será dada pela massa do volume, vezes a aceleração gravitacional, isto é:
\rho\, ds dr\frac{GM_r}{r^2}
onde $ \rho$ é a densidade, G é a constante gravitacional e Mr a massa interna ao elemento.

Logo

${\frac{{dP}}{{dr}}}$ = - ( ${\frac{{GM_r\rho}}{{r^2}}}$ )
Considerando que a pressão na superfície é muito menor que a pressão no centro, podemos integrar a equação de equilíbrio hidrostático do centro (r=0, P=Pc e Mr=0) até a superfície (r=R, P=Ps<<Pc e Mr=4/3πR3) a pressão central é dada por:


displaymath104
A pressão a uma distância r do centro do planeta fica:

$P_r = \frac{2\pi}{3} G \rho^2 (R^2 - r^2)$

que em unidades do sistema internacional é:

$P_r = 1,4 \times 10^{-10} \rho^2 (R^2 - r^2)~{N m^2 kg^{-2}}$

O formalismo hidrostático é mais aplicável aos planetas jovianos, que são gasosos. No caso dos planetas terrestres, que têm crosta sólida, ele só se aplica às camadas mais profundas.

A densidade de massa (ρ) pode ser obtida através do momento de inércia I=d2m/dr2 em torno do eixo de rotação. I=L/ω determina o torque necessário para atingir a aceleração angular ω, onde L é o momentum angular total. Se o momentum angular é constante, a velocidade angular aumenta quando o momento de inércia diminui, como quando um skatista reduz seu momento de inércia encolhendo os braços.


displaymath105

O fator K caracteriza a distribuição interna de matéria. Se a densidade for homogênea, K = 0,4; se a densidade for maior nas partes centrais K < 0,4, e vice-versa. Os planetas jovianos também se distinguem dos planetas terrestres por possuírem valores menores de K: KJ=0.254, KS=0.210, KT=0.3308. A partir de estudos do momento de inércia (rotação) se sabe que os núcleo dos planetas jovianos é mais denso e, portanto, menor, e também que Júpiter e Saturno não podem ter superfície sólida de tamanho significativo, isto é, só pode ter um núcleo sólido pequeno.

As observações da espaçonave Galileo do momento de inércia impuseram limites às massas dos núcleos de Júpiter (KJ=0.254), entre 0 e 10 massas terrestres, e de Saturno (KS=0.210), entre 6 e 17 massas terrestres (Günther Wuchterl, Tristan Guillot, & Jack J. Lissauer. 2000, Protostars and Planets IV, 1081).

A estrutura interna de um planeta pode ser bem conhecida se for possível medir a transmissão de ondas sísmicas nele. Essas ondas podem ser produzidas por terremotos naturais ou por impactos artificiais.

sismologia
Até agora, a estrutura da Terra, da Lua e de Marte (desde 2019) foram investigadas usando esta técnica, o que mostrou claramente a existência de um núcleo metálico na Terra e a ausência de núcleo metálico na Lua.

estrutura Terra campo magnetico
De um modo geral, os planetas terrestres têm uma atmosfera gasosa, uma superfície sólida bem definida e um interior na maior parte sólido (embora a Terra tenha um núcleo externo líquido). Os planetas jovianos têm uma atmosfera gasosa, nenhuma superfície sólida, e um interior líquido na maior parte. As estruturas internas dos planetas jovianos e terrestres podem ser esquematizadas nas figuras abaixo.

Saturno
Seqüência de fotos de Saturno de 2004 a 2007 por ©Alan Friedman

Superfícies

As superfícies planetárias podem ser conhecidas de forma preliminar a partir do albedo, se o planeta não tem atmosfera espessa. Em planetas com atmosfera espessa, como os planetas jovianos e Vênus, o albedo não se refere à superfície (AV=0.689). Júpiter, Saturno e Netuno emitem quantidade significativa de energia própria, às custas de seus calores residuais de contração. A convecção necessária para o transporte desta energia é que causa as grandes manchas (tornados) nestes planetas.

As superfícies da Lua e de Mercúrio são parecidas, com grande número de crateras e grandes regiões baixas e planas.

Marte apresenta uma superfície com montanhas, vales e canais.

A superfície de Vênus não é visível devido às densas nuvens de ácido sulfúrico que cobrem o planeta, mas estudos em rádio (radar) revelam que essa superfície é composta principalmente de terrenos baixos e relativamente planos, mas também apresenta planaltos e montanhas.

Os principais processos que determinam alterações na crosta posteriormente à sua formação e, portanto, determinam o rejuvenescimento da crosta, são: atividade geológica, erosão e cratereamento.

Atividade geológica

A atividade geológica, compreendendo vulcanismo e atividade tectônica, depende da quantidade de calor interno no planeta. A atividade geológica é decrescente para Terra, Vênus e Marte.

Na Terra, tanto a presença de vulcões ativos quanto o movimento das placas tectônicas contribuem para o renovamento da crosta. Em Marte existem grandes vulcões, e alguns deles podem ser ativos, mas não há evidência de tectonismo de placas.

Na Lua atualmente acontecem poucos sismos por anos (milhares, comparados com milhões na Terra), mas na época em que a Lua era jovem, há cerca de 4 ou 3 bilhões de anos atrás, houve um grande vazamento de lava à superfície, que posteriormente se solidificou formando os mares (marias) lunares (regiões escuras, aparentemente baixa e planas, e que contêm muitas crateras). A Lua tem crosta assimétrica, sendo mais delgada (60 km) no lado voltado para a Terra, e mais espessa (150 km) no lado oposto. O número de mares é maior no lado em que a crosta é delgada.

Vênus aparentemente é menos ativo do que a Terra, mas parece ter mais atividade geológica persistente do que Marte. Isso indica que Vênus teria retido mais do seu calor residual do que Marte, o que está de acordo com o fato de Vênus ser maior do que Marte. Io Também acontece atividade geológica em Io, o satélite de Júpiter mais próximo do planeta. Io apresenta um alto nível de atividade vulcânica.
Ariel Ariel e Titânia, satélites de Urano, também apresentam sinais de atividade catastrófica recente.

Erosão

A erosão pode ser resultado da ação da atmosfera ou da hidrosfera. Não existe erosão nem em Mercúrio e nem na Lua. Na Terra existe erosão, como é evidenciado pela existência de rochas sedimentares. Mas o planeta em que a erosão é mais importante é Marte, devido às frequentes tempestades de poeira que assolam sua superfície.

Cratereamento

As crateras aparecem em todos os planetas terrestres e em quase todos os satélites do Sistema Solar. Elas podem ter origem vulcânica ou de impacto. As crateras vulcânicas são em geral menores e mais fundas do que as de impacto. Na Terra, a maioria das crateras existentes são de origem vulcânica, uma vez que a atividade interna da Terra, assim como a erosão, apagaram grande parte dos efeitos de impactos ocorridos na época em que muitos corpos residuais do processo de formação povoavam o Sistema Solar. Mas na Lua, Mercúrio e Marte, as crateras de impacto são dominantes. As recentes observações com radar da superfície de Vênus mostraram que esse planeta também tem crateras, mas ainda não se sabe ao certo sua principal origem.

O número de crateras de impacto numa superfície nos permite estimar a sua idade, pois o número de crateras é proporcional ao tempo decorrido desde que a superfície foi exposta. Portanto, em um dado planeta, o terreno mais cratereado será sempre o mais antigo.

Cálculo da energia de um impacto

No impacto, a energia cinética

$E_{cinetica}=\frac{1}{2}mv^2$
do corpo impactante é transformada em calor e em uma onde de choque que se propaga pelo corpo impactado. A velocidade de colisão é, no mínimo, igual à velocidade de escape do corpo que onde ocorre a colisão.
$v_{escape}=\sqrt{\frac{2GM}{R}}$
(vescape=11 km/s para a Terra, e 2,4 km/s para a Lua). Assim, para um asteróide típico, com raio = 2,1 km e densidade = 1 g/cm3, sua energia cinética ao colidir com a Terra será (no mínimo) Ec=2,4 × 1028 ergs = 5,7 × 108 KTon TNT= 570 milhões de kilotoneladas de TNT. A energia associada ao TNT (Tri-Nitro-Tolueno = nitroglicerina) é 4,2 × 1010 ergs/g.

Para ter uma idéia do que isso representa, a energia associada a uma bomba atômica é de 20 Kton TNT; logo no impacto mencionado acima a energia liberada seria equivalente à de 30 milhões de bombas atômicas!

O tamanho da cratera gerada é proporcional à potência 1/3 da energia do impacto, pois a energia se espalha em todas as direções. Assim, sabendo que um impacto com energia de 1 Mton TNT abre uma cratera de 1 km de diâmetro, num impacto como o acima descrito a cratera aberta teria um diâmetro de 80 km.

raio da cratera = 1 km E(Mton TNT)1/3

Chixclub A cratera de Chicxulub, no México, supostamente gerada no impacto que causou a extinção dos dinossauros, há 65 milhões de anos, tem diâmetro de 200 km, e acredita-se que o asteróide que a provocou tinha um diâmetro de no mínimo 10 km. A energia liberada nessa explosão foi equivalente a 5 bilhões de bombas nucleares do tamanho da bomba de Hiroshima. Cálculos atuais mostram que impactos grandes como esse, na Terra, ocorrem numa taxa de 1 a cada 30 milhões de anos. Possivelmente o continente primordial, Pangea, foi rompido a 225 milhões de anos pela colisão de um grande asteróide.


Atmosferas planetárias

A composição da atmosfera dos planetas pode ser conhecida pela análise espectral da luz solar que eles refletem. Como essa luz solar refletida atravessou parte da atmosfera do planeta, e as moléculas do gás na atmosfera absorvem certos comprimentos de onda, o espectro apresenta certas linhas escuras que não aparecem no espectro solar. A identificação dessas linhas escura permite identificar os gases que as produziram, assim como a pressão e temperatura da atmosfera.

Os gases presentes na atmosfera de um planeta depende dos constituintes químicos de que o planeta se formou, e da massa do planeta. Os planetas terrestres se formaram sem atmosferas extensas, e sua atmosfera atual não é primitiva, mas sim foi formada ao longo do tempo geológico a partir de gases escapados de seu interior. O impacto com cometas também contribui com alguns componentes dessa atmosfera secundária.

Já os planetas massivos têm um tipo de atmosfera totalmente diferente, dominada pelos gases mais leves e mais comuns, especialmente hidrogênio e hélio. Evidentemente esses planetas foram capazes de reter o gás presente no Sistema Solar na época de sua formação.

Retenção de atmosferas

A retenção de atmosferas é um compromisso entre a energia cinética (ou temperatura) das moléculas do gás e a velocidade de escape do planeta (ou de sua massa).

Sabe-se que para um gás ideal, a energia cinética média de suas moléculas é

tex2html_wrap_inline152
onde k é a constante de Boltzmann, T é a temperatura absoluta do gás, m é a massa das moléculas do gás e tex2html_wrap_inline160 sua velocidade média. Portanto a velocidade média é
displaymath106

A velocidade das moléculas, portanto, depende da temperatura do gás e da massa molecular do gás. A uma mesma temperatura, quanto mais pesado o gás, menor a velocidade média de suas moléculas.

Como as moléculas do gás têm uma distribuição Maxwelliana de velocidades, a probabilidade P(v) de que uma partícula tenha velocidade v é dada por:

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algumas moléculas têm velocidade maior que a velocidade média.
curva
Para calcular quantas partículas escapam, integramos a distribuição de velocidades de Maxwell desde a velocidade média até velocidade infinita.
$\[P_{escape} = \int_\bar{v}^\infty P(v)dv$
As partículas com velocidade igual ou maior que velocidade de escape escapam e há reequilíbrio da distribuição de velocidades. Cálculos detalhados (David Andrew Brain et al. (2016), Atmospheric escape from unmagnetized bodies, Journal of Geophysical Research-Planets, 121, 2364-2385) e incluindo o efeito das partículas ionizados do vento solar e da magnetosfera, mostram que, para um planeta reter um certo gás por bilhões de anos, a velocidade média de suas moléculas deve ser menor do que 1/6 da velocidade de escape do planeta, já que:
\int_6^\infty P(v)dv=10^{-9}
ou seja, somente 1 em cada um bilhão de partículas escapa.
v \leq 1/6v_escape

k = 1,38 x 10-16 ergs/K
mp = 1,66 x 10-24 g
mO = 16 mp
G = 6,67 x 10-8g-1 cm3 s-1
MTerra = 5,98 x 1027 g
RTerra = 6,37 x 108 cm.

Por exemplo, a velocidade média das moléculas do oxigênio, a uma temperatura de 293 K (20°C, temperatura média na superfície da Terra), é de 1 km/s, e a velocidade média das moléculas do hidrogênio, na mesma temperatura é de 2 km/s. Como a velocidade de escape da Terra é 11 km/s, que é mais do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas de oxigênio, mas é menos do que 6 vezes maior do que a velocidade média das moléculas do hidrogênio, a atmosfera da Terra retém o oxigênio, mas não o hidrogênio.

Velocidade de Escape dos Planetas

PlanetaVelocidade
 (km/s)
Mercúrio4,2
Vênus10,3
Terra11,2
 Lua2,4
Marte5,0
Júpiter61
Saturno37
Urano22
Netuno25

Retencao
Velocidade dos gases a diferentes temperaturas e a velocidade de escape dos planetas e satélites.

Efeito estufa

A maioria dos planetas que têm atmosferas experimenta alguma elevação da temperatura de sua superfície devido ao efeito de acobertamento pela atmosfera, o chamado efeito estufa. O efeito estufa é maior para Vênus, que na realidade, tem uma temperatura superficial (470C) mais alta do que a de Mercúrio (407C), embora esteja muito mais distante do Sol do que este. Isso acontece por causa da grande quantidade de CO2 na atmosfera de Vênus. Como este gás é opaco à radiação infra-vermelha, quando a superfície do planeta absorve a luz solar e re-irradia parte dele como calor (radiação infra-vermelha), o dióxido de carbono na atmosfera impede que essa radiação escape para fora. Em consequência, a superfície aquece. Um artigo de outubro de 2023 indica que a atmosfera de Vênus, com 230 mil vezes mais CO2 do que a da Terra, é potencialmente consequência de degasamento vulcânico causado pelos movimentos das placas tectônicas no passado distante, mas que durou bilhões de anos.

Na Terra, a quantidade de dióxido de carbono foi reduzida como consequência da existência de vida. Na ausência de vida provavelmente teríamos uma atmosfera mais massiva e dominada por CO2.

Os organismos vivos contribuem para a diminuição desse gás na atmosfera de duas maneiras: uma é que as criaturas marinhas usam os carbonatos como principal constituinte de suas conchas e carapaças protetoras. Quando elas morrem, essas cascas afundam e se petrificam, até que eventualmente são ejetadas para a superfície nas explosões vulcânicas. Mas os organismos vivos rapidamente os reciclam novamente. A outra maneira como a vida remove o CO2 é pela produção de depósitos de combustíveis fósseis, predominantemente o carvão. O petróleo não é mais necessariamente considerado um combustível fóssil (biogênico), pois pode ser um hidrocarboneto primordial (abiogênico), ao qual produtos biológicos foram adicionados.

Mesmo apesar de existir em pequena quantidade, o CO2 presente na atmosfera da Terra ainda é o principal fator da produção do efeito estufa na Terra, embora o vapor de água e os CFCs também contribuem.

CO2
Determinações das variações na concentração de CO2 medidas em bolhas de ar em núcleos de gelo até 3270 m de profundidade na Antártica mostram que nos últimos 800 mil anos a concentração não tinha passado de 300 partes por milhão. Neste período ocorreram 8 idades glaciais ("High-resolution carbon dioxide concentration record 650,000-800,000 years before present", Dieter Lüthi, Martine Le Floch, Bernhard Bereiter, Thomas Blunier, Jean-Marc Barnola, Urs Siegenthaler, Dominique Raynaud, Jean Jouzel, Hubertus Fischer, Kenji Kawamura & Thomas F. Stocker. Nature 453, 379, 15 May 2008.)

Estima-se que a temperatura média da Terra está atualmente 1°C mais alta do que estava há um século atrás. O nível do mar aumentou cerca de 15 a 20 cm neste século.

Temperatura
A figura da esquerda apresenta a variação das medidas da temperatura global até 2022, em relação à média de 1951 a 1980. É importante notar que na última era glacial a variação de temperatura no topo da troposfera foi de apenas 0,2°.

Atualmente existem duas teorias principais para a formação de planetas: fragmentação do disco proto-planetário [Alan Paul Boss (1951-), 2003, Astrophysical Journal, 599, 577] ou acréscimo de massa dos planetesimais [Shigeru Ida (1960-) & Douglas N.C. Lin, 2004, Astrophysical Journal]. Neste último artigo, Ida e Lin propõem a existência de um "deserto de planetas" com massas entre 10 MTerra e 100 MTerra, e distâncias menores que 3 UA, já que os planetesimais crescem rapidamente e migram para distâncias maiores se formados na região mais interna.

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Modificada em 21 out 2024