A Lua

 

A Lua

Diversas teorias sobre a formação da nossa Lua disputam a supremacia, mas quase todas compartilham um ponto em comum: próximo à época da formação do sistema solar, há cerca de 4,5 bilhões de anos, algo — talvez um único objeto do tamanho de Marte, talvez uma série de objetos — colidiu com a jovem Terra e lançou detritos fundidos e vaporizados suficientes para o espaço, criando assim a Lua.

O sistema solar primitivo teria sido um lugar caótico e assustador. Os detritos remanescentes da formação do Sol se aglomeraram em um disco ao redor da estrela, criando aglomerados que variavam em tamanho, desde partículas de poeira até pequenos planetas. A gravidade atraiu esses objetos, fazendo com que colidissem uns com os outros — colisões violentas que poderiam resultar em destruição ou na formação de novos objetos maiores. Esses objetos aglomerados formam os planetas, luas, asteroides e outros objetos do sistema solar que conhecemos hoje.

 

Escrito em pedra

As visitas à Lua com as missões Apollo no final da década de 1960 e início da década de 1970 revolucionaram nossa compreensão sobre as origens lunares. Conceitos anteriores — de que a Lua era um objeto capturado pela gravidade da Terra durante sua passagem, ou de que a Lua se formou junto com a Terra a partir dos mesmos detritos — caíram em desuso depois que as missões Apollo trouxeram dados e 382 quilos de amostras lunares para a Terra no final da década de 1960 e início da década de 1970. Todas as evidências da Apollo apontavam para a formação da Lua a partir de um grande impacto. A idade das amostras de rocha indicava que a Lua se formou cerca de 60 milhões de anos após o início da formação do sistema solar. O tipo e a composição das amostras mostraram que a Lua esteve em estado líquido durante sua formação e foi coberta por um oceano profundo de magma por dezenas a centenas de milhões de anos — um ambiente que ocorreria após um impacto extremamente energético. Descobriu-se que as rochas lunares contêm apenas pequenas quantidades de elementos que vaporizam quando aquecidos, indicando ainda mais que a Lua pode ter se formado em um impacto de alta energia que permitiu que esses elementos escapassem.

 

Cinco coisas que aprendemos com as rochas lunares da Apollo

1.    A composição química das rochas da Lua e da Terra é muito semelhante.

2.    A Lua já foi coberta por um oceano de magma.

3.    Os meteoritos fragmentaram e derreteram rochas na superfície da Lua por meio de impactos.

4.    A lava fluiu através de fissuras na crosta lunar e preencheu suas bacias de impacto.

5.    O “solo” lunar é composto de rocha pulverizada criada por impactos de meteoritos.

 

Talvez o mais importante seja que as amostras de rochas indicaram que a Lua já fez parte da Terra. Rochas basálticas do manto lunar apresentam semelhanças impressionantes com rochas basálticas do manto terrestre. Os  isótopos de oxigênio  e outros elementos presentes nas amostras correspondem aos das rochas terrestres com uma precisão tão grande que as semelhanças não podem ser mera coincidência.

Os meteoritos constituem outro conjunto de evidências. As amostras coletadas pelos astronautas da Apollo provêm de apenas alguns locais na Lua, mas os meteoritos lunares — rochas lançadas ao espaço por impactos na Lua que eventualmente chegam à Terra — fornecem amostras de toda a Lua, contando uma história semelhante sobre a sua formação. Meteoritos originários de asteroides também foram usados para ajudar a confirmar a cronologia da formação da Lua. Alguns apresentam sinais de terem sido  bombardeados por detritos  do gigantesco impacto que a formou.

Finalmente, estudos mais recentes acrescentam evidências de um impacto de alta energia que resultou na criação de uma Lua derretida. A análise da luz refletida pela Lua fornece detalhes sobre a composição mineral de sua superfície e mostra a presença generalizada de anortosito, uma rocha ígnea que se cristaliza a partir do magma e flutua até a superfície. A presença de anortosito em toda a superfície lunar reforça a hipótese de que a Lua já foi coberta por um vasto oceano de magma bastante profundo, com centenas a milhares de quilômetros de espessura.

 

Arqueologia Lunar

Embora a Terra e a Lua tenham surgido dessa antiga colisão — e a Terra certamente esteja mais ao nosso alcance —, estudar a Lua nos dá a melhor chance de entender o que aconteceu bilhões de anos atrás. Os processos geológicos ativos da Terra, da tectônica de placas à erosão, apagam as evidências de sua formação. Além de eventos como impactos, grande parte da superfície lunar muda em uma escala de tempo muito mais lenta. Como detetives em uma cena de crime, os cientistas usam pistas preservadas na superfície lunar para reconstruir a história da Lua. Quaisquer melhorias na teoria do impacto gigante ou uma nova teoria precisariam explicar o que observamos na Lua hoje.

Uma das peculiaridades é o baixo teor de ferro da Lua em comparação com o da Terra. O núcleo da Terra, rico em ferro, representa cerca de 30% de sua massa, enquanto o núcleo da Lua corresponde a apenas 1,6-1,8% de sua massa total. Uma possível explicação é que a energia do impacto com a Terra que formou a Lua vaporizou materiais mais leves, lançando-os para o espaço, e deixou para trás elementos mais pesados — como o ferro, que vaporiza apenas em temperaturas extremamente altas — que se depositaram no núcleo da Terra.

Qualquer teoria viável sobre a formação da Lua também precisa explicar a posição atual da Lua em relação à Terra, bem como a velocidade e a inclinação de sua órbita. Refletores colocados na superfície da Lua durante as missões Apollo mostram que ela se afasta da Terra a uma taxa de cerca de quatro centímetros por ano. Isso indica que a Lua se formou inicialmente muito mais perto do nosso planeta e, portanto, que a taxa de rotação da Terra primitiva era muito maior do que é hoje. Modelos computacionais criados por cientistas para testar e analisar as teorias de formação da Lua devem mostrar como uma colisão massiva pode produzir as órbitas e a rotação atuais da Lua e da Terra ao longo de bilhões de anos, considerando as interações gravitacionais típicas entre os dois corpos. (Mesmo hoje, a distância entre a Terra e a Lua, e a duração de um dia na Terra, continuam a aumentar devido aos efeitos das marés terrestres .)

Por fim, existem discrepâncias estranhas entre os lados visível e oculto da Lua. As diferenças incluem: a espessura da crosta — 70 quilômetros (43 milhas) no lado visível da Lua contra 150 quilômetros (93 milhas) no lado oculto; a composição geológica contrastante, incluindo uma concentração de elementos radioativos no lado visível; e a rica história de vulcanismo no lado visível em comparação com a relativa ausência de atividade vulcânica no lado oculto. O quão intimamente essas diferenças estão relacionadas à formação da Lua — como ela esfriou, como ocorreu sua atividade vulcânica e a maneira como foi bombardeada por objetos do espaço — é uma questão com a qual os cientistas continuam a se debater até hoje.

 

Comportamento do Modelo

Com o retorno da humanidade à Lua por meio do programa Artemis, os cientistas esperam uma avalanche de novas informações que nos ajudarão a refinar um único cenário de formação. Enquanto isso, os cientistas continuam a estudar amostras existentes e outras informações que possuem agora — como informações de orbitadores lunares e o crescente corpo de conhecimento sobre formação planetária — para construir modelos computacionais que nos ajudem a entender como a colisão pode ter ocorrido e como ela poderia ter resultado na Lua e na Terra como as vemos hoje. Os modelos levam em conta fatores como a força dos objetos que colidiram, o atrito entre os componentes, a densidade dos componentes e como os materiais se comportam sob diferentes temperaturas e pressões. Os modelos computacionais avançados de hoje podem fornecer uma série de resultados muito específicos com base em variáveis como essas.

Por exemplo, quando os cientistas querem descobrir por que a Lua tem baixos níveis de certos elementos que vaporizam facilmente, eles usam modelos para ver como seria a composição da Lua se esses elementos fossem perdidos, ou esgotados, durante diferentes períodos de sua formação. Talvez o ambiente em que a Lua se formou ou erupções vulcânicas antigas em sua superfície tenham criado uma atmosfera temporária que levou à eliminação de alguns desses elementos, ou eles podem ter sido liberados por meio de interações com o calor do Sol ou de uma Terra brilhante e ainda em estado líquido.

Mesmo esses modelos complexos não conseguem simular cada átomo em uma colisão massiva entre objetos gigantes que lança detritos para o espaço. Mas os astrônomos podem representar grupos maiores de detritos usando partículas cujas propriedades dependem de sua localização durante a colisão, como material quente situado próximo ao núcleo da proto-Lua. Os astrônomos conseguem alterar as propriedades em seus modelos para produzir resultados diferentes, mostrando como até pequenas mudanças podem gerar cenários distintos. À medida que novas evidências surgem, o objetivo final é um modelo abrangente que explique tudo o que sabemos sobre a Lua.

 

Em busca do passado no futuro.

A última missão Apollo à Lua ocorreu em 1972. Os cientistas tiveram décadas para investigar amostras lunares e dados das missões Apollo, combiná-los com informações obtidas por missões lunares subsequentes, chegar a conclusões e formular novas perguntas. Eles sabem quais alvos devem ser explorados durante as próximas missões Artemis para ajudar a solucionar alguns dos mistérios ainda não resolvidos.

Todas as missões Apollo pousaram perto do equador da Lua, e as amostras trazidas de volta são, em sua maioria, de regiões vulcânicas. Os cientistas lunares esperam obter novas amostras de diferentes locais, como o lado oculto da Lua e áreas mais próximas dos polos, para que possam examinar a composição lunar em regiões que teriam evoluído de maneiras diferentes e descobrir mais evidências de como a Lua se formou. Eles esperam perfurar a superfície lunar e obter amostras do núcleo que revelem camadas adicionais da história geológica da Lua, um registro escrito nas rochas e, em grande parte, oculto de nós por enquanto.

Essas novas descobertas ajudarão a reduzir as muitas incógnitas nos modelos de formação da Lua. Se as novas evidências mostrarem — para citar apenas um exemplo — que uma vasta quantidade de enxofre foi perdida durante um período de atividade vulcânica, então essa perda de enxofre não precisa ser considerada nos estágios iniciais da formação lunar. Como um jogo de Detetive, decifrar os mistérios da formação da Lua será um processo de eliminação, descartando eventos específicos que ocorreram em determinados períodos e reduzindo as possibilidades até que restem poucas.

Mas os cientistas também estão atentos à possibilidade de novas descobertas, achados que revelem um panorama diferente. As maiores pistas sobre o passado da Lua podem ainda estar espalhadas pela superfície lunar e abaixo dela, à espera de serem desenterradas.

Autora: Tracy Vogel. Consultores científicos: Prabal Saxena (Centro de Voos Espaciais Goddard da NASA), Sarah Valencia (Centro de Voos Espaciais Goddard da NASA) e Bill Bottke (Instituto de Pesquisa do Sudoeste de Boulder). 

 

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Teoria da Nebulosa Solar

 

Teoria da Nebulosa Solar

Desde tempos remotos, os humanos vêm buscando respostas sobre as origens do universo e, mais recentemente, sobre o Sistema Solar. Hoje, a teoria mais aceita para explicar as origens da nossa vizinhança espacial é a Teoria da Nebulosa Solar, que, de forma resumida, propõe que o Sol e os planetas que o orbitam vieram de uma nuvem de poeira e gás, surgida há bilhões de anos. Depois que essa nuvem esfriou, o sistema foi lentamente tomando forma graças à ação da gravidade.

Hoje, astrônomos e geólogos têm algumas técnicas para estimar a idade da Terra e do Sistema Solar. Por meio da datação radiométrica de rochas, que mede as taxas de decaimento de elementos radioativos, sabemos que a Terra e o Sistema Solar têm cerca de 4,6 bilhões de anos. Este número foi refinado com a ajuda de análises de meteoritos, objetos que são "lembranças" da formação do nosso sistema. Muitas ideias na astronomia mudam radicalmente ao longo do tempo, mas as explicações sobre as origens da nossa vizinhança foram essencialmente mantidas.

A ideia do Sistema Solar nascendo a partir de uma nuvem de gás e poeira foi proposta pela primeira vez pelo sueco Emanuel Swedenborg, em 1734. Contudo, foi em 1755 que o filósofo alemão Immanuel Kant trabalhou com essa teoria e a desenvolveu com algumas de suas próprias ideias, publicando-a no livro História universal da natureza e teoria do céu. Em sua obra, ele argumentava que essa nuvem de gás e poeira — ou seja, uma nebulosa — sofreria colapso em sua própria estrutura em função da força da gravidade. Depois, ela iniciaria um movimento rotativo, e fica com a forma de um disco. É a partir deste disco que as estrelas e planetas se formam, mantendo o sentido de rotação da nuvem.

Posteriormente, o matemático e astrônomo francês Pierre-Simon Laplace desenvolveu outro modelo com base naquilo que Kant havia elaborado. Em sua obra, publicada em 1796, Laplace propôs que o Sol jovem era envolvido por uma atmosfera quente e extensa. Depois, essa “nuvem protoestelar” esfriou e se contraiu, iniciando um movimento rotativo. Como resultado, o material foi expulso da nuvem e, depois de se condensar, deu origem aos planetas. Alguns autores se referem à teoria como de Laplace, enquanto outros a mencionam como “teoria de Kant-Laplace”.

 

O que diz a Teoria da Nebulosa Solar

Tanto Kant quanto Laplace trabalharam com uma grande nuvem de gás em seus modelos. Pois bem, a teoria propõe que essa nuvem molecular de gás e poeira foi a responsável pela origem do nosso Sol e de todos os planetas que compõem o Sistema Solar. Hoje, os astrônomos estimam que essa nuvem tinha de duas a três vezes a massa do Sol, e ela media cerca de 100 unidades astronômicas — cada unidade equivale à distância entre a Terra e o Sol.

Contudo, há aproximadamente 4,5 bilhões de anos, a grande nuvem sofreu um colapso — isso pode ter ocorrido pela perturbação causada por uma estrela próxima ou até pelas ondas de choque geradas pela poderosa explosão de uma supernova. De qualquer forma, esse processo foi se acelerando, somado à matéria que se acumulava em determinadas regiões da nuvem. Conforme a matéria se acumulava, a nuvem iniciou um movimento rotativo, que distribuiu o material em um disco relativamente plano.

Devido à rotação, grande parte da matéria foi para a parte central da formação, criando um corpo esférico de uma protoestrela. Contudo, ainda levou 50 milhões de anos para que essa estrela “bebê” alcançasse pressão e densidade do hidrogênio que fossem suficientes para conseguir realizar a fusão termonuclear, para finalmente dar origem ao Sol. O restante deu origem ao chamado disco protoplanetário, em que poeira e gás colidiram e se uniram para formar uma estrutura parecida com uma panqueca.

Dela, os planetas nasceram a partir da acreção de gás e poeira; como os metais e silicatos só podem existir no estado sólido se estiverem pertinho do Sol, eles deram origem a Mercúrio, Vênus, à Terra e Marte. Por outro lado, os elementos metálicos representavam uma parte bem pequena da nebulosa solar, de modo que estes planetas rochosos, incluindo o nosso, não puderam crescer muito. Já os gigantes gasosos se formaram além das órbitas de Marte e Júpiter, em que o material pôde se manter frio o suficiente para compostos voláteis se manterem sólidos.

As substâncias que formaram esses planetas eram mais abundantes que os metais e silicatos dos planetas rochosos, de modo que os gigantes gasosos puderam se expandir até ficar massivos o suficiente para capturar atmosferas de hidrogênio e hélio. Depois, detritos que sobraram sem formar planetas foram para regiões mais afastadas que, hoje, chamamos de Cinturão de Asteroides, Cinturão de Kuiper e Nuvem de Oort. Quando o Sol já estava ativo, o vento solar criou a heliosfera, que eliminou o gás e poeira do disco protoplanetário e, assim, finalizou o processo de formação dos planetas.

 

O que aconteceu com os planetas?

Mesmo depois de os planetas recém-formados terem nascido e amadurecido, a situação ainda era bastante agitada no Sistema Solar. Embora os planetas rochosos já estivessem estáveis, os gigantes gasosos continuavam cercados pelos detritos que restaram do processo de formação planetária. Hoje, os astrônomos suspeitam que os quatro gigantes da nossa vizinhança se formaram bem mais próximos do Sol do que estão hoje, e foram interagindo com detritos até que mudaram suas órbitas.

Em outro cenário, uma teoria propõe que Júpiter e Saturno migraram para perto do Sol, o que fez com que Urano e Netuno se afastassem. Existe também a possibilidade de que Júpiter ficava perto da órbita de Marte, até que se afastou e alterou as órbitas dos outros mundos. De qualquer forma, as mudanças causaram o chamado "bombardeio tardio", que foi um período de intensos e frequentes impactos de cometas e asteroides nos planetas mais internos do Sistema Solar.

Apesar de violenta, aquela não foi uma época totalmente ruim, já que os impactos dos cometas vindos de longe para o interior do Sistema Solar trouxeram grande quantidade de água para os planetas rochosos, o que possibilitou o surgimento da vida na Terra quando tudo se acalmou e estabilizou. A mudança de posição dos mundos gigantes causou mais perturbações no material que restou, enviando-o para as partes mais afastadas do sistema e/ou impedindo-o de avançar para o interior, onde causaria problemas para os planetas rochosos.

 

Existem evidências, mas também perguntas sem respostas

Apesar de ter sido um processo ocorrido em tempos bastante remotos, algumas das evidências que mais dão suporte a essa teoria é a observação do processo da nuvem de gás e poeira como origem de planetas e estrelas ocorrendo em outros pontos da nossa galáxia — e, convenhamos, seria bastante estranho se somente o Sistema Solar tivesse nascido diferentemente de todos os outros sistemas da galáxia. Quando os astrônomos observam estrelas nascendo nas profundezas de nuvens de gás e poeira e outras com discos de detritos no entorno, o que está sendo visto é, possivelmente, um disco parecido com aquele que deu origem aos planetas.

Um exemplo disso é um "berçário espacial" que existe a cerca de 1.300 anos-luz de nós. Na constelação de Órion, o Caçador, existe uma área enevoada próxima da "espada", composta por uma enorme nuvem de gás e poeira. Lá, fica a Nebulosa de Órion, que é onde novas estrelas nascem. Imagens do telescópio espacial Hubble revelaram que muitas delas estão envolvidas por gás e poeira aquecidos que, em alguns milhões de anos, vão dar origem a planetas que vão se mover em torno destas estrelas.

Além disso, simulações computacionais do processo, feitas com detalhes de como tudo deveria acontecer, vêm mostrando que a formação do Sistema Solar a partir de uma nuvem de gás é um caminho viável. Vale lembrar também que as próprias características do Sistema Solar dão suporte à teoria, até porque ela nasceu a partir da observação da nossa vizinhança. Primeiro, todos os planetas orbitam o Sol na mesma direção, sendo que a maior parte das luas também acompanha o movimento, que são aspectos esperados de objetos que vieram do mesmo disco de detritos.

Por fim, os planetas têm as características necessárias para terem se formado a partir de um disco composto principalmente por hidrogênio, em torno de um Sol jovem e bastante quente. Hoje, sabemos que os planetas próximos do Sol têm muito pouco hidrogênio, já que o disco estaria quente demais para se condensar quando se formaram. Já os planetas mais externos são compostos principalmente por este elemento, e são bem mais massivos porque havia muito mais material para se formarem.

Entretanto, isso não significa que a teoria seja inquestionável. Embora esta seja, de fato, uma das ideias mais aceitas entre os cientistas quando o assunto é o nascimento do Sistema Solar, ela ainda deixa abertura para algumas perguntas que, por enquanto, não foram respondidas. Por exemplo, na teoria da nebulosa solar, todos os planetas em torno da estrela deveriam ter a mesma inclinação em relação à eclíptica, mas não é o que vemos nos planetas mais internos e externos, que têm diferentes eixos de inclinação. Ou seja: os estudos continuam até que a ciência possa "bater martelos" e, quem sabe, encerrar a questão.

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Orogénese

 

Orogénese

 

Orogénese (português europeu) ou orogênese (português brasileiro) (do grego: Oros, montanha; e genesis, formação), ou ainda orogenia, é o conjunto de processos que levam à formação ou rejuvenescimento de montanhas ou cadeias de montanhas produzido principalmente pelo diastrofismo (dobramentos, falhas ou a combinação dos dois), ou seja, pela deformação compressiva da litosfera continental.

A orogenia ocorre quando há colisão de placas tectônicas e traz como consequência a formação de dobramentos, cordilheiras ou fossas. Sua área de atuação é marcada pela ocorrência frequente de sismos e pela presença abundante de vulcões.

Quando os dobramentos datam de uma era geológica recente, (Era Cenozoica) como os Andes, são considerados modernos, e quando datam de uma era geológica antiga, (pré-Cambriano, por exemplo) como o Escudo das Guianas, são considerados escudos ou maciços antigos.

As fossas, por sua vez, são formações recentes, datadas do Cenozoico, por exemplo a Fossa das Marianas. São formadas quando, na colisão, uma placa desloca-se para baixo da outra, criando o que costuma-se chamar de Zona de Subducção ou Zona de Benioff. Caracterizam-se por representarem as áreas mais profundas do planeta, por estarem em contacto direto com a astenosfera e por sua grande instabilidade tectónica.

 

Já a trafrogênese é responsável pela formação das dorsais,ou seja, grandes cadeias montanhosas submersas onde ocorrem os fenômenos relacionados à divergência de placas litosféricas e das falhas geológicas na crosta continental (que são consequência da separação das placas). As cadeias montanhosas submarinas são a consequência do intumenscimento da crosta oceânica (em estado avançado de separação continental), ocasionado pela efusão de materiais do manto terrestre (devido a causas como as correntes de convecção do manto), que pruduzem, em meios a falhamentos e efusão de magmas, o relevo dessas porções de litosfera oceânica.

 

Interpretação atual

O problema da interpretação da orogénese tem sido o maior problema teórico da Geologia desde a sua origem. Trata-se de explicar o motivo pelo qual, apesar da continuidade dos processos de erosão, não deixa de haver na Terra relevos elevados e abruptos. O desenvolvimento e aceitação da teoria da Tectónica de Placas a partir da década de 1960 ofereceu um novo marco teórico para a compreensão deste enigma. Até então as diversas teorias podiam na maioria enquadrar-se dentro num conjunto conhecido como teorias do geossinclinal/orógeno. Esta denominação alude ao reconhecimento, não desmentido, de que as grandes cordilheiras se levantam sobretudo com materiais sedimentares acumulados em grandes bacias marginais aos continentes, às que se chama geossinclinais. Observa-se precisamente no carácter sedimentar mas deformado das formações rochosas dos mais altos cumes montanhosos. O que faltava nessas teorias tectónicas era uma explicação satisfatória da origem das imensas forças de compressão necessárias para converter um geossinclinal num orógeno.

A Teoria da Tectónica de Placas explica o levantamento como um efeito derivado da convergência de placas litosféricas. A convergência arranca quando a litosfera oceânica se rompe, geralmente junto da margem continental, no lado externo de um geossinclinal. Consiste durante muito tempo na subducção dessa litosfera oceânica sob a margem continental, para terminar frequentemente com uma fase onde a convergência termina dando lugar à colisão de dois fragmentos continentais. Enquanto se trata de subducção, a orogénese produz cordilheiras ricas em fenómenos vulcânicos; é o caso dos Andes. Caso se alcance a fase de colisão, os orógenos que se formam são muito extensos e abruptos, com escassa atividade vulcânica; este tipo é exemplificado pelo Himalaia ou pelos Alpes.

Continua a haver debate em torno do peso relativo de cada processo natural envolvido na orogénese (forças tectónicas, deformação da litosfera, erosão e transporte de sedimento, clima, magmatismo, etc.) em determinar a estrutura actual dos orógenos. Desde finais dos anos 1990, por exemplo, desenvolveu-se a ideia de que o crescimento do orógeno e sua deformação interna é sensível à distribuição superficial da erosão, controlada pelo clima, mas não existe ainda consenso sobre a relevância deste efeito.

 

Tipos de orogénese e de orógenos

A orogénese produz-se sempre em bordas convergentes de placa, ou seja, nas regiões contíguas ao limite entre duas placas litosféricas cujos deslocamentos convergem.

Orogénese térmica ou ortotectónica - produz-se quando uma placa por subducção se coloca por baixo de outra. Se chama orogénese térmica pela importância dos fenómenos magmáticos, incluidos os vulcânicos, que se põem em marcha como consequência da fricção entre placas no plano de Benioff. O adjectivo «ortotectónica» alude ao predomínio dos deslocamentos verticais, dos quais os horizontais são subsidiários. A litosfera que apresenta subducção é invariavelmente do tipo oceânico e arrasta e deforma os materiais acumulados num geossinclinal, os quais também a apresentam em parte com a litosfera oceânica, injectando no manto água, carbonatos e outros materiais que contribuem para manter o seu estado relativamente fluido. No limite entre as duas placas encontrar-se-á normalmente uma fossa oceânica. Na outra placa a litosfera pode ser inicialmente oceânica ou diretamente continental, e disso dependem as duas modalidades de orógenos térmicos:

Arcos de ilhas.

São arquipélagos em arco rodeados pelo lado convexo por uma fossa que marca o limite entre as duas placas. São formados por ilhas vulcânicas. As Antilhas, as Aleutas ou arco da Insulíndia são exemplos nítidos desta estrutura. Por detrás do arco, na face côncava, a própria subducção pode desencadear processos geradores de litosfera oceânica, ampliando a bacia continental. Essa «extensão além-arco» observa-se por exemplo no Mar do Japão.

Cordilheiras marginais.

A subducção pode arrancar quando a compressão rompe a litosfera oceânica junto à borda de um continente, pondo em marcha uma convergência e uma subducção que levantam uma cordilheira na borda continental. O caso mais típico aparece representado agora pelos Andes. As costas da América do Sul aparecem bordejadas, sendo contíguas à placa de Nazca, por uma extensa fossa oceânica, a fossa do Peru.

 

Orogénese mecánica ou paratectónica.

Ocorre quando o movimento convergente de duas placas tectónicas arrasta um fragmento continental contra outro. As forças e movimentos predominantes são horizontais (patatectónicos) e de origem propriamente tectónica (mecânica), com muito pequena participação de processos especificamente vulcânicos ou, mais geralmente, magmáticos. Chama-se orógenos de colisão aos que se formam por este mecanismo. Para que a colisão possa chegar a produzir-se é preciso primeiro que a subducção absorva a bacia oceânica entre dois continentes, o que implica que haja sempre uma fase de orogénese térmica antes de se produzir a colisão. A orogénese de tipo mecânico produziu o relevo mais importante do planeta, o formado pelo Himalaia e o Planalto Tibetano, que se levantaram pelo choque do subcontinente indiano, depois de se ter separado da África Oriental, com o continente eurasiático.

 

Classificação em relação à temperatura

Uma importante relação que pode ser estabelecida com a altitude e espessura de uma faixa orogênica é a temperatura registrada no interior do orógeno. Quando litosferas espessas estão envolvidas em uma colisão entre blocos continentais, geram-se orógenos do tipo quente. Este calor é proveniente principalmente das rochas da litosfera, que são ricas em isótopos instáveis que provêm calor durante a desintegração radioativa. Consequentemente, os orógenos quentes atingem elevadas altitudes e apresentam um importante magmatismo, com um cinturão orogênico largo e com o desenvolvimento de um platô orogênico sobre a placa cavalgante. Estes orógenos desenvolvem um perfil simétrico e sua história orogênica possui longa duração. Os Himalaias são um registro atual de orógeno quente, a qual está associado o Platô Tibetano e um exemplo antigo é o Araçuaí-Oeste do Congo.

Já os orógenos frios se desenvolvem sob litosferas finas, e ao contrário dos orógenos quentes, caracterizam-se por sua área e altitude reduzidas, com magmatismo insignificante e desenvolvem um perfil assimétrico, com uma história orogênica tipicamente de mais curta duração. Nestes orógenos, a erosão causada principalmente pelo gelo e pelas chuvas orográficas são grandes responsáveis pela exumação da montanha. São exemplos atuais os Alpes Europeus e os Alpes do Sul (na Nova Zelândia), e as Caledonides são um exemplo antigo.

 

O Orógeno Araçuaí-Oeste do Congo

O orógeno Araçuaí-Oeste do Congo faz parte da extensa Província da Mantiqueira, que se desenvolveu ao longo da margem leste da América do Sul, do Uruguai ao Brasil central durante a colagem do Oeste do Gondwana, se estendendo por algumas centenas de milhões de anos. Ao todo, esta província mostra uma evolução orogênica complexa e duradoura, com uma história de acúmulo de terrenos pré-colisionais. Há evidências de temperaturas muito altas mantidas por um longo período de tempo em toda a província orogênica, o que inclui uma grande quantidade de rochas magmáticas. Há variação ao longo da colisão em termos de tempo de eventos e cinemática, com desenvolvimento de arco extensivo e colisão continental subsequente. Como exemplo temos a parte norte da Província da Mantiqueira, que corresponde a Araçuaí e a sua contraparte pan-africana, conhecida como cinturão do Oeste do Congo.

O orógeno Araçuaí-Oeste do Congo é um resultado de colisões contra a margem oeste do Cráton São Francisco no Proterozoico inferior (formando o cinturão de Brasília) e é composto de um cinturão de cavalgamento externo (foreland) e um domínio interno extenso e quente (hinterland) dominado pelo derretimento parcial e magmático e, na região da Faixa Ribeira, ao sul, por zonas de cisalhamento transcorrentes. O cinturão externo é de pele fina (não envolve o embasamento) na sua parte marginal. Para dentro da província, o embasamento se envolve, com rejuvenescimento de estruturas de rifts pré-orogênicas. O domínio quente do orógeno se estabelece de forma gradual e é ajustada onde a temperatura orogênica máxima excede 700 °C. No cinturão central de Araçuaí, estão presentes rochas miloníticas (incluindo paragnaisses com evidência de fusão parcial) da fácies anfibolito, com evidências de envolvimento do embasamento durante o cavalgamento.

Atualmente não se estabelece uma geomorfologia com a altura esperada para esse tipo de orogenia devido ao colapso orogênico e erosão, mas é possível que estas montanhas tenham ultrapassado 7000 metros de altura.

 

O Orógeno Caledoniano: exemplo de orógeno do tipo frio

A Orogenia Caledoniana corresponde à colisão dos paleocontinentes Báltica e Laurentia, no período Siluriano, representados atualmente por regiões principalmente da Escandinávia e Groenlândia. Durante o processo de colisão desses continentes, a margem da Báltica (lado escandinavo) foi subductada em grande profundidade abaixo da Laurentia, gerando condições metamórficas de ultra-alta pressão (3.2 GPa), onde são registrados eclogitos com coesita e microdiamantes. A história de evolução pode ser dividida em momentos pré, sin e pós colisionais. O período pré-colisional (500 a 430 Ma) foi marcado pela geração de complexos de arcos de ilha vulcânicos, enquanto que o período sin-colisional (430 a 405 Ma) corresponde a colisão do tipo continente-continente com duração de cerca de 20 milhões de anos, com condições metamórficas de ultra-alta pressão. Já o período pós-colisional (405 a 350 Ma) foi caracterizado por resfriamento rápido da margem subductada (até 30-90°C/Ma), ocasionando em extensão, movimentos gravitacionais verticais, exumação de eclogitos e reativação de falhas. Atualmente, o cinturão possui de 500 a 600 km de largura no norte da Escandinávia e ao longo das Ilhas Britânicas, podendo chegar até 900 km ao sul da Escandinávia. Como características de orógeno do tipo frio, possui perfil assimétrico, fusão substancial e deformação concentrada localmente, com geração de falhas inversas e estruturas de cavalgamento clássicas em grandes escalas.

 

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