Era Críptica

Era Críptica

 

A nebulosa que deu origem ao Sistema Solar ; 4.560 milhões de anos atrás -> início das reações nucleares do Sol , ao mesmo tempo em que a Terra primitiva atingiu um tamanho próximo ao atual, já possuindo uma magnetosfera fraca ; 4.533 milhões de anos atrás -> possível colisão entre a Terra e Theia e origem da Lua ; 4.400 milhões de anos atrás -> graças à magnetosfera, iniciou-se a formação da atmosfera e da hidrosfera da Terra ; 4.370 milhões de anos atrás -> a magnetosfera era intensa o suficiente para proteger a atmosfera do vento solar ; 4.300 milhões de anos atrás -> a atmosfera primitiva se estabeleceu como tal, favorecendo o desenvolvimento da hidrosfera ; 4.150 milhões de anos atrás -> fim desta era e início da era conhecida como Grupos de Bacias ).

 

A Era Críptica ( 4.570–4.150 Ma ) é a primeira e mais longa subdivisão do Éon Hadeano , com duração aproximada de 420 Ma . Traduzindo para as escalas descritas no verbete " Escalas de Tempo Geológico (1/1000 e 1/Ma) ", essa duração seria equivalente a:

•          1/Ma :42 centímetros (em comparação com os4.028 metros que o Pré-Cambriano duraria e os4,57 metros que a história da Terra duraria );

•          1/1000 :420 metros (em comparação com4.028 quilômetros no Pré-Cambriano e4,57 quilômetros na história do planeta ).

 

Durante essa fase da história da Terra, a própria Terra se formou, assim como o Sol e todos os corpos celestes que orbitam ao seu redor nasceram. Essa era , juntamente com os Grupos de Bacias , é considerada parte do período Pré-Nectariano .

•          Situação inicial : O início da formação do Sistema Solar ocorreu, como pode ser visto na entrada " O Universo Primordial (III): Origem do Sistema Solar ", aproximadamente 4,57 bilhões de anos atrás . Deve-se lembrar que os componentes básicos para sua formação foram gases ( hidrogênio e hélio ) e poeira (composta por todos os outros elementos , que podem ter sido um fator determinante no desenvolvimento da vida na Terra ), que faziam parte de uma nebulosa estelar primitiva , muito semelhante às observadas hoje.

•          Essa nebulosa era um remanescente ejetado para o espaço por estrelas que brilharam e morreram antes do Sol. É por isso que o Sol é uma estrela de pelo menos segunda geração ( estrelas de primeira geração , compostas apenas de hidrogênio e hélio , não podiam formar planetas feitos de elementos pesados , já que estes ainda não existiam).

•          Fase de condensação (iniciada4,57 bilhões de anos ): Devido àforça da gravidadea matériase atraia),matéria, muito maior do que na periferia,desenvolveu-senebulosaforça gravitacional, causando uma atração ainda maior dematéria(ver " O Universo Primitivo (II): As Primeiras Estrelas "). Esse processo resultou no nascimento de uma novaestrela: oproto-sol, que continuou a atrairmatériapara si. Essa "queda" de material em direção à esfera degáscausou umrotacionalque aumentou até atingir um determinado valor.

•          Dessa forma, o Sol capturou gradualmente quase toda a matéria contida na nebulosa inicial (99,86% da massa total ), enquanto o material restante se acomodou ao seu redor, formando um disco protoplanetário , incapaz de cair em direção ao núcleo do sistema devido à sua velocidade de rotação.

 

Após 10 milhões de anos atrás ( cerca de 4.560 milhões de anos atrás ), as temperaturas do  núcleo do proto-Sol se tornaram altas o suficiente para iniciar reações de fusão nuclear ( que usam hidrogênio como combustível), liberando assim uma grande quantidade de energia e dando origem ao Sol .

Isso estabeleceu uma diferença de temperatura significativa  no disco protoplanetário , com o centro muito quente e a periferia resfriando gradualmente. A posição estratégica da Terra dentro do Sistema Solar , em uma região nem muito quente nem muito fria, favoreceu todos os processos que ocorreriam ao longo do tempo e permitiriam o surgimento da vida .

•          Fase de acreção (4,570–4,400 Ma ): Devido àforça da gravidadee seguindo o princípio de quea matériamais densaafunda, os elementos mais pesados (comosilicatos minerais, compostos desilício,oxigênio,magnésioeferro)condensaram-seSistema Solar, mais próxima doSol.muitomatéria sólida. Esses grãos começaram a se atrair, colidindo e se fundindo para formar partículas maiores. Suamassae eles atraíram objetos menores, gerando assim planetesimais com tamanhos de até mais de 1 quilômetro 

Por meio de um processo de acreção de matéria , o disco protoplanetário foi gradualmente se tornando mais fino à medida que protoplanetas rochosos ou terrestres emergiam (estima-se que, após 20.000 anos, centenas de corpos com tamanho semelhante ao da Lua poderiam ter se formado ), entre os quais estava a Terra primitiva . Esses corpos, por meio de uma série de colisões catastróficas que aumentaram sua massa e perturbaram suas órbitas , diminuíram gradualmente em número e aumentaram consideravelmente em tamanho.

A quantidade de energia liberada nessas colisões derreteu parcialmente a superfície dos primeiros planetas terrestres , de modo que sua história inicial foi verdadeiramente catastrófica e extremamente violenta, com superfícies semi-solidificadas em placas flutuando sobre rocha derretida , vulcões em constante erupção e explosões gigantescas causadas por novas colisões.

Após 10 milhões de anos ( cerca de 4,56 bilhões de anos atrás ), período durante o qual o Sol aqueceu o suficiente para iniciar suas reações nucleares , os protoplanetas atingiram quase seus tamanhos finais e puderam ser oficialmente chamados de " planetas ". No entanto, durante os 100 milhões de anos seguintes (até aproximadamente 4,46 bilhões de anos atrás), impactos de grandes planetesimais continuaram a ocorrer em suas superfícies, juntamente com algumas colisões devastadoras entre planetas , como a entre Theia e a Terra primitiva ( veja " Teoria do Impacto Gigante " ), que, após a colisão, deu origem à Lua há 4,533 bilhões de anos . Talvez tenha sido devido a essa hipotética colisão, que ocorreu lateralmente, que a Terra adquiriu seu movimento de rotação atual , embora sua velocidade fosse muito diferente da que conhecemos hoje.

 

A quantidade de energia depositada na Terra e nos outros planetas interiores como resultado desses impactos teria sido enorme. Durante uma colisão, devido à primeira lei da termodinâmica , a energia cinética (a energia que um corpo possui simplesmente por estar em movimento) do corpo que colide é imediatamente convertida em energia térmica , causando um aumento significativo na temperatura. ( Estima  -se que um planetesimal com 5 km de diâmetro, ao atingir a superfície da Terra a uma velocidade de 30 km/s, liberaria uma quantidade de energia equivalente a 300 milhões de bombas atômicas como a lançada sobre Hiroshima no final da Segunda Guerra Mundial.)

•          Fase de diferenciação (4.570 – 4.370 Ma ):Ocalorproduzido durante as colisões entre corpos planetários (ao qual se deve adicionar o produzido por outros mecanismos, comoa radioatividadede várioselementos químicos) sugere que aTerraestava em um estado semi-fundido, comoceanosdemagmafluindo na superfície como um líquido viscoso rochas e metais.

Essa circunstância possibilitou que a matéria que compõe a Terra se separasse naturalmente , resultando em sua organização atual de acordo com a densidade . Ou seja, devido à mobilidade do estado líquido , os materiais mais densos fluíram para o fundo e os menos densos foram deslocados para as camadas superiores (acredita-se que dessa forma a maior parte do ferro que constitui a Terra — 35% da massa terrestre é ferro — afundou). Esse afundamento gigantesco teria gerado ainda mais calor , elevando a temperatura média da Terra para cerca de 6.000 °C .

Em termos simplificados, esse afundamento devastador de ferro causou um aumento na velocidade de rotação da Terra , devido a uma lei física conhecida como lei da conservação do momento angular . Para evitar uma explicação teórica complexa, considere o exemplo clássico de uma bailarina ou patinadora artística, que aumentam sua velocidade de rotação contraindo os braços em comparação com os giros que fazem com os braços estendidos. Isso ocorre porque concentram a maior parte da massa corporal em um único ponto ou região.

Como consequência desse aumento na velocidade de rotação, os dias se tornaram muito mais curtos, talvez com 8 horas de duração (aproximadamente 4 horas de luz e 4 horas de escuridão). Foi devido a vários tipos de atrito que a velocidade de rotação da Terra diminuiu gradualmente, até atingir as atuais 24 horas por dia (e sua rotação continuará inexoravelmente a diminuir com o tempo ).

Como resultado desses fenômenos, o núcleo da Terra foi formado a partir dos materiais mais densos presentes: ferro sólido e (algum) níquel . Acima desse núcleo , formou-se uma camada de ferro líquido e, acima desta, um manto de rocha fundida , que permanece líquido até hoje . Acima do manto , materiais menos densos formaram uma camada mais fina conhecida como litosfera , em cuja parte mais externa os constituintes da crosta terrestre , formados há mais de 4,36 bilhões de anos , resfriaram-se gradualmente . A Terra , portanto, adotou uma estrutura de camadas concêntricas.

À medida que a superfície do planeta esfriava, grandes áreas de  material do manto (material do manto terrestre ) começaram a se solidificar, dando origem às primeiras placas tectônicas . Essas placas , como jangadas, flutuavam e deslizavam sobre o material fundido abaixo delas.

As correntes de convecção do manto , que se originaram devido às altas temperaturas dos materiais ( ver " Manto Terrestre " ), eram muito mais fortes e energéticas do que as atuais, devido ao intenso calor da época. Essas correntes impulsionaram as primeiras placas tectônicas, nas quais a crosta primordial se fragmentou a grande velocidade , sem lhes dar tempo para se estabilizarem, reciclando-as constantemente. Toda a crosta se moveu no que é chamado de fase permóvel (que começou no exato momento em que a Terra começou a se formar e durou até 2,5 bilhões de anos atrás , no final do Éon Arqueano ), um regime tectônico horizontal exotérmico significativo que deu origem a uma crosta do tipo lunar (composta de anortitos e gabros ). Essa crosta , rica em silicatos de alumínio , teria sido muito mais fina, mais quente e mais descontínua do que a atual.

 

NOTA : A diferenciação do manto terrestre , determinada por análises das séries de samário/neodímio em rochas de Isua (Groenlândia), pode ter sido bastante rápida, talvez ocorrendo em menos de 100 milhões de anos . Estudos subsequentes confirmaram essa formação precoce das camadas de silicato da Terra .

•          Origem da magnetosfera  ( 4.570–4.370 Ma ) e da atmosfera terrestre ( 4.400–4.300 Ma ) : Como já mencionado, há 4.560 Ma , o planeta Terra atingiu quase seu tamanho final (embora continuasse a receber impactos degrandes planetesimais em sua superfície, com a consequente contribuição de matéria e energia ). Durante esse período de cataclismos gigantescos que caracteriza a formação da Terra , o céu era negro, como o céu que pode ser observado da superfície lunar. A Lua tem essa cor de céu porque não possui massa suficiente (e, consequentemente, força gravitacional suficiente ) para reter uma atmosfera gasosa . De forma semelhante, mas devido às altas temperaturas da Terra primitiva (e não à sua massa ), a atmosfera nascente  foi expelida para o espaço interplanetário , deixando o planeta sem atmosfera e, como resultado, com um céu escuro mesmo em plena luz do dia .

Mas a estrutura concêntrica em camadas da Terra primitiva teria um impacto crucial em seu futuro. De fato, sabe-se que o movimento do ferro líquido no núcleo da Terra gera um gigantesco campo magnético em escala planetária . Assim como um pedaço de ferro magnetizado gera um campo magnético ao seu redor, a Terra , como se fosse um ímã gigante , gera um campo magnético de dimensões planetárias , onde o polo norte do ímã quase coincide com o norte geográfico (o ponto na superfície por onde passa o eixo imaginário de rotação da Terra ) e, consequentemente, algo semelhante ocorre com o polo sul do ímã .

Essa circunstância é muito favorável para a observação de um fenômeno astronômico originado no Sol. Todos os planetas do Sistema Solar estão expostos ao vento solar , e aqueles mais próximos do Sol , como a Terra (que ocupa a terceira órbita planetária ), estão expostos a ele com maior intensidade. O vento solar se origina no Sol (e em todas as estrelas ) como resultado da turbulência e das reações de fusão nuclear que ocorrem em seus núcleos , as quais, por sua vez, geram ejeções de matéria em alta velocidade ( prótons , elétrons  e  partículas alfa ) para o espaço interplanetário .

Sabe-se que a ação do vento solar sobre a atmosfera  de um planeta como a Terra consiste em colidir com ela, expelindo-a para o espaço interplanetário (da mesma forma que bolas de bilhar, que viajam a uma velocidade maior — o vento solar — colidem e empurram outras que se movem comparativamente muito mais lentamente — as moléculas da nossa atmosfera ). Assim, o vento solar sozinho é capaz de remover a atmosfera da Terra

Mas a presença do campo magnético da Terra , conhecido como magnetosfera , impede que o vento solar destrua a atmosfera  do planeta (tanto agora quanto na Terra primitiva ). Isso ocorre porque é um fato comprovado da física que um campo magnético interage com cargas elétricas em movimento . Assim, a magnetosfera e o vento solar (que são cargas em movimento ) interagem, resultando em um desvio ou confinamento do vento solar , o que o impede de colidir com as moléculas que compõem nossa atmosfera , preservando-a.

Resumindo, se a magnetosfera não tivesse se formado, a atmosfera da Terra não teria se desenvolvido e, portanto, o céu visto da superfície terrestre seria sempre escuro. Estima-se que o núcleo da Terra primitiva tenha terminado de se formar após cerca de 200 milhões de anos ( aproximadamente 4,37 bilhões de anos atrás ), então pode-se supor que a atmosfera terrestre  começou a se formar há cerca de 4,4 bilhões de anos  (ao mesmo tempo que a hidrosfera ).

Existem outros planetas , como Marte , que possuem uma magnetosfera , mas não com intensidade suficiente: a maior parte do seu campo magnético está localizada no volume sólido do próprio planeta ; na superfície, a intensidade do campo magnético é fraca e insuficiente para desviar o vento solar , o que influencia a rarefação da atmosfera .

Ao longo de 100 milhões de anos (até 4,3 bilhões de anos atrás ) , a atmosfera da Terra tomou forma. Sua origem provavelmente se deve a gases aprisionados no interior da Terra primitiva , liberados quando correntes de convecção do manto começaram, impulsionadas pela alta temperatura ; esse processo é conhecido como desgaseificação . Outro processo que contribuiu, em menor escala (ainda indeterminada), para a formação da atmosfera primitiva  foi o impacto de cometas .

A composição da atmosfera primitiva da Terra era rica em gases leves ( hidrogênio e hélio , que escapariam gradualmente para o espaço exterior devido à incapacidade da Terra de retê-los) e gases mais pesados , como metano ( CH4 ), vapor de água ( H2O , proveniente em grandes quantidades da colisão de cometas ), nitrogênio ( N2 ), sulfeto de hidrogênio ( H2S ), amônia ( NH3 ) e argônio ( Ar ) ; outros gases existiam na atmosfera primitiva  além dos já mencionados, embora em proporções menores: dióxido de carbono ( CO2 ) , monóxido de carbono ( CO ) , dióxido de enxofre ( SO2 ) e talvez algum oxigênio ( O2 ) , este último proveniente da fotólise (decomposição de gases por meio .CO2doeH2Odevapordo)solarluzda gases eram muito diferentes das que existem hoje, conferindo à atmosfera primitiva  um caráter muito redutor ( Holland, 1962 ).

•          Origem da hidrosfera ( por volta de 4.400 Ma ) : Os oceanos provavelmente começaram a se formar por volta de 4.400 Ma ( Morse, JW & MacKenzie, FT, 1990 ), quando a temperatura da superfície  esfriou o suficiente para permitir que o vapor de água , que havia se acumulado na atmosfera , se condensasse e precipitasse (abaixo do ponto crítico da água : 374 °C a 217 bar de pressão ). A água líquida diluiu os gases atmosféricos (incluindo o CO2 ) e facilitou a erosão da paisagem, pois é capaz de dissolver sais solúveis presentes nas rochas ; isso deu origem ao que Haldane chamou de " sopa primordial " (um caldo com pH  8 e temperatura  de 60 °C ).

Com o tempo , a água se acumulou em depressões e bacias formadas por intenso bombardeio meteórico ( crateras de impacto ) e pela subsidência de materiais (devido ao derretimento e afinamento da crosta ), criando assim diversos proto-oceanos isolados . A sedimentação de materiais detríticos nas bacias em desenvolvimento deu origem às primeiras rochas sedimentares conhecidas, há cerca de 4 bilhões de anos .

Os mares , enriquecidos em CO2 (através da troca com a atmosfera ) e com águas de alta temperatura , tornaram-se ácidos e formaram depósitos significativos de calcita ( carbonato de cálcio ); além disso, devido ao alto teor de ferro na água , adquiriram uma tonalidade esverdeada.

Acredita-se que, durante esse período, devido às altas temperaturas (geradas por intenso vulcanismo , impactos de asteroides , etc.), teria havido taxas muito elevadas de decomposição do carbonato  ( que se formava sob as águas dos proto - oceanos ) em CO₂ e CO₂ . Portanto, a atmosfera primitiva  teria contido entre 100 e 1.000 vezes mais CO₂ do que contém hoje, resultando em um céu avermelhado. Além disso, devido às grandes quantidades de vapor de água , o céu teria refletido a cor alaranjada da abundante lava, reforçando o efeito causado pelo CO₂ .