Tradução do livro "Fundamentos de Geoquímica Inorgânica e Aplicações" de Gunter Feier (1991)

Tradução do capítulo 9 do livro "Principles and Appications of Inorganic Geochemistry" de Gunter Faure (1991).

Traduzido por Cleciani Comelli

Diferenciação Química no Sistema Solar

Iremos agora voltar ao Sistema Solar com atenção para o Sol, meteoritos, a Lua, nossos planetas vizinhos Marte e Vênus, e o cometa Halley. O estudo de suas composições químicas é uma das primeiras tarefas da geoquímica contemporânea. A sutil diferença química entre os planetas do tipo Terra fornece indícios de circunstâncias especiais de formação. Portanto o estudo da composição química dos objetos extraterrestres tornou-se uma importante fonte de informações sobre a origem e história do Sistema Solar. A interpretação dos dados químicos é baseada na aplicação de alguns princípios da geoquímica discutidos em capítulos anteriores.

O Sol

O Sol é uma estrela relativamente pequena, que obtém sua energia fundindo o H do seu núcleo primário pelo ciclo CNO (capítulo 2). Ele é inteiramente gasoso e é composto de H (69,5%); He (28%); C, N e O (2%); Mg, S, Si e Fe (0,5%). Todos os outros elementos se apresentam como traços.

O Sol tem uma massa de 2,05x1023g e um diâmetro equatorial de 1.394.136km, isso faz dele o corpo mais maciço e volumoso do Sistema Solar. Sua densidade total é 1,41g/cm3, mas isto pode subir para 100g/cm3 no núcleo onde a temperatura é de 10x106K e a pressão é cerca de 200 x 109 atm.

O corpo principal do Sol consiste num caroço gasoso rodeado por uma zona convectiva que formam anéis de calor na sua superfície. A superfície mais aparente do Sol é chamada de Fotosfera. A temperatura dela é de 5.800K. Acima da fotosfera há a Cromosfera, cuja espessura é irregularmente variável de 1600 a 16000km e na qual a temperatura externa aumenta na faixa de 6200 para 20000K. A outra superfície da cromosfera é altamente irregular por causa dos jatos de gás quentes chamados spiculos que se estendem da corona que é a mais externa parte da atmosfera solar. A corona alcança até a órbita de Júpiter e consiste em um plasma de prótons, elétrons e íons de muitos elementos. Este plasma é conhecido também como vento solar, o qual é o maior componente dos raios cósmicos. A corona do Sol contém átomos altamente ionizados de Fe, N, Ca, Ar e outros elementos na temperatura cinética de cerca de 1x106K. A energia cinética ao lado da magnitude da temperatura implicam suficientemente para tirar elétrons de seus átomos de forma a ficarem carregados positivamente se tornando íons semelhantes ao Fe13+.

Uma pequeníssima fração de radiação eletromagnética emitida pelo sol é interceptada pela terra e sua atmosfera. Uma parte da energia recebida é refletida de volta para o espaço num resultado da reflexão ou albedo da Terra. O resto é absorvido pela atmosfera e pela superfície da Terra e deste modo convertido em energia termal. A taxa de energia absorvida no topo da atmosfera é 2 cal/cm2/min, este número é uma constante solar. A soma do calor derivado do interior da terra por condução, por transporte de lava, águas aquecidas e gases é muito menor do que o Sol contribui.

A composição química do Sol tem sido determinada por análises espectroscópicas da luz emitida pela fotosfera e por estudos do vento solar (Ross e Aller 1976). Os resultados estão listados na tabela 9.1 variando por causa de consideráveis dificuldades tecnológicas. De fato alguns elementos (As, Se, Br, Kr, Xe, Rn, etc.) estão ausentes da tabela por causa das linhas de absorção estarem sobrepostas daqueles elementos ou ainda estarem ocultas por trás de uma raia de defeito da superfície da Terra. Esses elementos ausentes quase certamente estão presentes no Sol exceto é claro, o Tc e o Pr que são isótopos de decaimento muito rápido.

A abundância de elementos no Sol decresce com o aumento do número atômico e conforme a regra de Oddo-Harkis. Hidrogênio e Hélio são os mais abundantes, enquanto que Li, Be e B existem em pouquíssimas quantidades no Sol. F e Sc também aparecem um tanto menos abundantes do que o esperado, no entanto o Fe forma um pico no gráfico. Estas e outras feições do gráfico estão justamente assemelhadas a paternidade das abundâncias cósmicas na tabela 2.1 e figura 2.1, a qual é baseada primariamente em análises de meteoritos e representação da composição química da Solar Nebula que originou o Sistema Solar. A comparação destes dados na tabela 9.1B confirma que a composição química do Sol é similar a da nuvem primordial (Solar Nebula). Contudo as abundâncias solares de He, Ne e Ar são consistentemente inferiores do que aquelas da Solar Nebula, enquanto que Ti pareçe (erroneamente?) estar enriquecido no Sol. Contudo, a composição química do Sol e presumivelmente também a dos planetas rochosos é semelhante a da Solar Nebula.

Meteoritos

Meteoritos são objetos sólidos que se originaram primariamente de asteróides no meio das órbitas de Marte e Júpiter e de impactos na superfície da Terra depois de sobreviverem à passagem direta pela nossa atmosfera. Várias espécies de meteoritos foram encontradas na antártica originárias da Lua e várias outras se suspeita serem de Marte. Meteoritos são compostos ou de silicatos e outros tipos de componentes ou de uma liga metálica de Fe-Ni ou ainda de ambos, e são, portanto classificados como rochosos, metálicos e líticos-metálicos. Alguns meteoritos rochosos são semelhantes às rochas terrestres e, portanto são prontamente identificados quando achados, enquanto que os meteoritos contendo ferro metálico chamam a atenção por sua alta densidade. Conseqüentemente, meteoritos de ferro são mais representas em coleções de museus. Das amostras que foram coletadas na terra depois da que 95,4% eram de meteoritos rochosos, enquanto que os rochosos-metálicos e metálico são de 1,3 e 3,3% respectivamente. A classificação e abundância de meteoros são sumariadas na tabela 9.2. Os meteoritos rochosos são classificados em condritos e acondritos e cada uma dessas classes é subdividida baseada na mineralogia e critérios de textura. Condritos são polymict breccias compostos de rocha e fragmentos de minerais embutidos numa matriz de fina granulação. Eles tipicamente possuem grãos na faixa de <0,1 a >20mm de diâmetro, chamados de condrules. Alguns condrules parecem ter sido originados de uma gota de vidro que posteriormente se recristalizou em forma variada de minerais inclusive de olivinas, piroxênio e plagioclásio

As condrules e outras partículas sólidas dentro da Solar Nebula acumularam-se formando parent bodies