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1º Parte – Geologia 10º Ano 2009/2010

BIOLOGIA E GEOLOGIA

2 – A TERRA, UM PLANETA MUITO ESPECIAL

1 – Formação do Sistema Solar  Para se compreender o

processo de formação da Terra, tem que se perceber a formação do Sistema Solar.  Isto porque os dois fenómenos ocorreram ao ao mesmo tempo.

1 – Formação do Sistema Solar  A compreensão do sistema solar

tem vindo a mudar ao longo dos tempos.  Para os Gregos o Universo era uma

campânula de vidro invertida, onde a Terra estava presa.

 Para outras civilizações sobre a Terra

existia um pano negro com furos, e para lá desse pano existia fogo.

 Só mais tarde se chegou a ideia do

Sistema Solar.

 Ainda que inicialmente vigorasse as ideias Geocêntricas que se provaram erradas face as ideia Heliocêntricas.

1 – Formação do Sistema Solar  Durante muito tempo tentou-se explicar a

formação do Sistema Solar tendo como base teorias Catastrofistas.  Algumas das ideias passavam por:  Hipótese da colisão entre duas Estrelas;

 Hipótese da aproximação entre duas Estrelas.

1 – Formação do Sistema Solar  Hipótese da colisão entre duas

Estrelas 

Segundo esta hipótese o Sol ter-se-á formado primeiro e sem planetas;



Existiria outra Estrela próxima do Sol;



A determinada altura as duas estrelas colidiram;



Como resultado da colisão teriam sido arrancados pequenos pedaços ao Sol que ao condensarem deram origem aos planetas em seu torno.



Esta hipótese veio mais tarde a provar-se errada.

1 – Formação do Sistema Solar  Hipótese da aproximação de duas

estrelas (Hipótese Chamberlain) 

Tal como na hipótese anterior o Sol formou-se primeiro, sem planetas;



Existiria outra estrela relativamente próxima e muito maior que o Sol;



A dada altura as duas estrelas aproximaram-se o suficiente para que a gravidade da estrela maior puxa-se algum material do Sol.



Esse material acabaria por condensar e dar origem aos planetas.



Esta hipótese tem uma probabilidade de 1 para 100.000.000.

1 – Formação do Sistema Solar  Em 1755 surge uma nova

teoria pela mão de Immanuel Kant;  Esta é uma Teoria Gradualista

Uniformitarista;  Segundo este, o Sistema Solar

teve origem numa nuvem de gases e poeiras fria em turbilhão.  Em

1796, Laplace, viria a melhorar a teoria afirmando que

1 – Formação do Sistema Solar 

Em 1796, Laplace, viria a melhorar a teoria afirmando que: 

A nuvem apresentaria um movimento rotacional;



Como consequência da gravidade foi-se condensando (contraindo);



As partículas centrais da nuvem, ao condensarem-se, deram origem ao Sol;



As outras partículas, lançadas pela força centrífuga acabariam por dar origem aos planetas e restantes corpos.



Embora esta hipótese acabaria de tombar perante as leis fundamentais da Física.

1 – Formação do Sistema Solar  Partindo das ideias

de Kant e Laplace surge uma teoria que é a actualmente aceite…

Teoria Nebular

1 – Formação do Sistema Solar  Formação

de uma nuvem

primordial    

Rica em elementos pesados; Fria; Grandes dimensões; Constituída por gases e matéria interestelar.

 Devido a força gravítica, a

parte central da nuvem condensa e aquece, iniciando um processo de aquecimento.

1 – Formação do Sistema Solar  No núcleo da nebulosa a temperatura ter-se-

á elevado a milhões de graus, dando inicio a reacções termonucleares de fusão nuclear.  A velocidade de rotação aumentou ao longo de milhares de anos o que achatou a nebulosa ao ponto de ficar do tamanho de um disco.  A maior parte do material da nebulosa

acumulou-se no centro dando origem ao Sol.

1 – Formação do Sistema Solar  O restante material que não foi

incluído no Sol acumulou-se na periferia:  Nas regiões mais internas, e devido às

altas temperaturas, acumulou-se e condensou-se material mais denso e rochoso, o que deu origem aos planetas telúricos ou terrestres.

 Nas regiões mais periféricas e devido às

baixas temperaturas, acumulou-se material semelhante ao do Sol, dando origem aos planetas gasosos e de menor densidade.

1 – Formação do Sistema Solar  Os

planetas assim formados acabariam por descrever orbitas e entrariam em equilíbrio de forma a interferirem o mínimo umas com as outras.

1 – Formação do Sistema Solar  A Teoria Nebular é actualmente a

aceite dado que se encontra de acordo com as características do Sistema Solar:  Os planetas encontram-se, quase todos,

no mesmo plano equatorial;

 As orbitas são circulares (elipticas);  Os planetas gasosos encontram-se na

parte exterior do sistema solar, e os rochosos no interior.

1 – Formação do Sistema Solar  Esta teoria explica a distribuição

dos planetas no Sistema Solar  No

exterior devido às baixas temperaturas o material que condensou era rico em silicatos em gelo.  Uma vez que este material se encontrava em grande quantidade, mas distante do Sol, não foi atraído para este.  Formaram-se os planetas gigantes ou gasosos, de grandes dimensões e massa elevada, mas baixa densidade.

1 – Formação do Sistema Solar  No interior do Sistema Solar, os gases

e outros materiais menos densos foram atraídos para o Sol, deixando apenas os materiais mais densos (silicatos e outros).  Estes

aglomeraram-se e deram origem aos planetas interiores ou terrestres que são mais pequenos, com menor massa, mas de densidade elevada.

1 – Formação do Sistema Solar  Dados recentes provam que esta teria deverá

estar correcta:  Os radiotelescópios mostram que a maior parte das

nebulosas são formadas do mesmo material que originaram o nosso sistema solar (hidrogénio, hélio e partículas quimicamente semelhantes a Terra);  Observações do Space Telescope Hubble:  Planetas em torno das suas estrelas;  Nebulosas com discos protoplanetários;

1.2 – Planetas e Pequenos Corpos do Sistema Solar  De acordo com a 26ª Assembleia Geral da União Astronómica Internacional as categorias de corpos do Sistema Solar foram reformuladas.  Planetas Principais;  Planetas Secundários;  Planetas Anões;  Pequenos Corpos do Sistema Solar

Sol 

Trata-se de uma estrela de tamanho médio, que ocupa a parte central do Sistema Solar;



Possui cerca de 99,86% da massa de todo o Sistema Solar;



Encontra-se a aproximadamente 15º milhões de quilómetros da Terra (1 Unidade Astronómica);



Apresenta uma temperatura superficial de cerca de 5600K, pelo que se classifica de G2V. 

É considerada uma estrela em meia vida, com cerca de 5000 milhões de anos



Existem cerca de 100 milhões de outras estrelas da mesma classe na nossa galáxia.

Planetas principais  Consideram-se planetas principais aqueles

que reúnam as seguintes características: 

Um corpo que orbite em torno do Sol;



Apresente gravidade própria;



Forma arredondada;



Massa superior a 5x1050Kg;



Diâmetro superior a 800Km;



Apresente um orbita desimpedida de outros planetas.  Tal situação não se verifica em Plutão pelo que este foi despromovido.

Planetas anões  Corpo

celeste semelhante a um principal;

muito planeta

 Orbita em torno do Sol;  Possui forma arredondada;  A

orbita pode desimpedida; 

não

estar

No caso de Plutão, a sua orbita cruza-se com Neptuno.

 Não possuem força gravítica

própria, o que os impossibilita de desviar pequenos corpos de colidirem com estes;

Planetas anões  Planetas anões que se situem

depois da Neptuno denomina-se de…

Transneptunianos

Eris

 Encontram-se

essencialmente na Cintura de Kuiper;

 Apresentam

orbitas muito excêntricas e inclinadas, o que resulta em órbitas muito demoradas.

Plutão

Planetas anões  Alguns planetas anões localizam-se na Cintura de

Asteróides.

 É o caso de Ceres;  Este planeta anão orbitam numa zona onde pode

potencialmente colidir com muitos pequenos corpos celestes.

Planetas secundários  Os

planetas, de pequenas dimensões, que giram em torno de planetas principais são conhecidos como planetas secundários, ou satélites naturais.

Mimas

 Existem pelo menos 240 satélites

naturais conhecidos;

 Alguns são relativamente grandes Ganímedes

(algumas são mesmo maiores do que planetas principais)  Ganimedes, Titã, Io, Lua, Tritão.

 Outras

são muito (menores do que 5 km)

pequenas

 Muitas luas de Júpiter, Deimos e Fobos.

Fobos

Planetas secundários  Júpiter  66 satélites naturais

conhecidos.  Ganímedes, Calisto; Io; Europa…

 Saturno  60 satélites naturais

conhecidos.  Titã, Mimas, Encélado, Tétis…

 Úrano  27 satélites naturais

conhecidos.  Miranda, Umbriel, Oberon, Titânia…

 Neptuno  13 satélites naturais

conhecidos.  Tritão, Proteu,Larissa, Galateia…

 Marte  2 satélites naturais.  Deimos e Fobos

 Terra  1 satélite natural  Lua

Planetas  Todos

os planetas do Sistema apresentam dois tipos de movimento:

Solar

 Movimento de Translação

 Movimento que os planetas principais efectuam em torno do Sol.  Movimento de Rotação

 Movimento que os planetas efectuam em torno do seu próprio eixo.

Planeta  A linha imaginária traçada pelos planetas ao

longo do seu movimento em torno do Sol (translação) denomina-se de… Órbita  As órbitas dos planetas são elípticas e

algumas podem ser muito demoradas.

Movimento de Rotação  A maior parte dos planetas

do Sistema Solar apresentam um movimento de rotação no sentido inverso ao dos ponteiros.

Sentido Directo

 No

entanto Vénus apresentam um movimento contrário, isto é, no sentido dos ponteiros do relógio…

Sentido Retrógado

Planetas  Do ponto de vista dimensional e físico os planetas principais podem ainda ser divididos

em:

 Planetas menores, terrestres ou telúricos  Mercúrio, Vénus, Terra e Marte.  Pequenas dimensões;  Elevadas densidades (material rochoso);  Poucos satélites;  Movimentos de rotação lentos;  O interior destes planetas encontram-se organizados em camadas.  Quanto a localização podem ser classificados em planetas interiores.

Planetas  Planetas gigantes ou gasosos  Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno.  Grandes dimensões;  Baixa densidade;  Constituídos essencialmente por materiais gasosos;  Muitos satélites naturais;  Movimento de rotação rápido.  Quanto a localização podem ser classificados como planetas exteriores.

Pequenos Corpos do Sistema Solar  Os corpos celestes mais pequenos do Sistema

Solar podem dividir-se em três grandes grupos:  Asteróides

 Cometas  Meteoróides

Asteróides  Corpos

metálicos;

rochosos

e/ou

 Forma irregulares;  Pequenas dimensões, apenas 220 apresentam dimensões

superiores a 100km;

 Obedecem as leis gerais do

movimento dos planetas.

Asteróides  De acordo com as suas órbitas

podem ser agrupados em:

 Cintura de Asteróides – localizam-se

entre Marte e Júpiter

 Asteróides próximos da Terra (NEA) –

apresentam órbitas muito elípticas e que interceptam a orbita da Terra, pelo que se podem aproximar perigosamente do planeta.

 Asteróides Troianos – movimentam-

se ao longo da órbita de Júpiter;

 Asteróides Centauros – orbitam na

zona externa do Sistema Solar.

Cometas  Na

antiguidade os Cometas eram vistos como um prenúncio de desgraça;

 Terão sido dos primeiros corpos celestes a serem descobertos pelo Homem;

 O seu nome deriva do Grego “Komê”, que significa “cabelos da cabeça”.

Cometas  Pequenos corpos com diâmetro

compreendido entre 100m e 40km;  Orbitam em torno do Sol, com órbitas muito excêntricas;  Os cometas podem ter origem na Cintura de Kuiper ou na Nuvem de Cometas de Oort.

Cometa



Os cometas são corpos rochosos ricos em gelo;



Quando se aproximam do Sol o cometa aquece e o gelo evapora violentamente dando o aspecto conhecido dos cometas: 

Núcleo – parte rochosa do cometa;



Cabeleira – parte brilhante e interior do cometa, que resulta da vaporização do gelo do núcleo;



Cauda – parte mais visível do cometa que pode atingir milhões de quilómetros.

Meteoróides  Da

colisão entre asteróides ou da fragmentação de cometas podem formar-se pequenas partículas rochosos de várias dimensões, que se designam de…

Meteoróides

 Por vezes estes corpos são puxados pela força gravítica da Terra e iniciam a sua descida através da atmosfera.

Meteoróides  Normalmente, e devido as

suas reduzidas dimensões, os meteoróides são completamente desgastados pelo atrito entre a atmosfera e a partícula.

 Nestes casos forma-se um

rasto luminoso na atmosfera que termina quando toda a partícula está desgastada.

 Como o meteoróide não chega

a atingir a superfície da Terra adquirem o nome de meteoros ou estrela cadente

Meteoróides  Os fenómenos de Chuva de Estrelas

são frequentes.

 Resultam normalmente da passagem

da Terra por zonas onde antes passaram cometas, como tal, intercepta os fragmentos deixados pela cauda dos cometas.       

Perseides (Agosto) Leónidas (Novembro) Oriónidas (Outubro) Geminídas (Dezembro) Lirídeas (Abril) Eta Aquarídeas (Abril) Giacobinidas (Outubro) em 1933 foram observadas 20.000 por hora.

Meteoróides  Ocasionalmente os meteoróides

são grandes o suficiente e resistem ao desgaste da atmosfera.

 Nessas situações podem colidir

violentamente com a superfície e como tal denominam-se de meteoritos.

 A cratera vai depender do tipo

de material do meteorito e das dimensões.

Meteoróides  Os meteoritos, de acordo com a sua

composição são classificados em:  Sideritos;  Siderólitos;  Aerólitos.

1.3 – Terra – acreção e diferenciação  Há cerca de 4600 milhões de

anos iniciou-se o processo de formação da Terra.

 As pequenas partículas –

planetesimais que rodeavam o Sol começaram a aglutinar-se.

 Por acção da gravidade os

planetesimais atraíram-se uns aos outros acabando por colidir e agregar.  A este processo dá-se o nome

de Acreção.

Formação da Terra  À

medida que a acreção ia ocorrendo, a Terra ia crescendo em tamanho, formando-se um protoplaneta.  Baixa densidade;  Composição

heterogénea, mas disposição homogénea dos constituintes.

Formação do Planeta  As consecutivas colisões de

planetesimais contra o protoplaneta libertaram uma elevada quantidade de energia sobre a forma de calor.

 Além

disso os elementos radioactivos presentes libertaram grandes quantidades de calor durante o processo decaimento.

 Todo esse calor acabou por

fundir todos os materiais do protoplaneta.

Formação do Planeta  Dessa forma os materiais mais densos como o ferro e o

níquel afundaram-se em direcção ao centro do planeta.

 Por seu lado os silicatos, menos densos, emergiram

para a superfície.

 Iniciou-se assim um processo de diferenciação.

Formação da Terra 

Com o passar do tempo a superfície da Terra foi arrefecendo e dessa forma os materiais foram solidificando, formando uma pequena capa quebradiça…

Crusta primitiva



Esta crusta, ainda muito frágil, foi quebrada e perfurada pelo continuo impacto de meteoritos, permitindo a saída do material ainda fluido que se encontrava por baixo.



Desta forma a crusta primitiva foi sendo coberta por vastos lençóis de lava que ao solidificar deram origem à crusta actual.



Esta crusta mantém-se a flutuar pois é menos densa que o material que se encontra logo abaixo.

Formação da Terra 

Pensa-se que a crusta primitiva tenha sido totalmente reciclada e que o único mineral que resistiu a esse processo tenha sido o zircão.



A primeira atmosfera que a Terra teve formou-se a partir dos gases que capturou da nebulosa solar primitiva, no entanto os ventos solares acabariam por a remover.



Mais tarde por acção do vulcanismo, foram libertados grandes quantidades de gases (CO2, N2, H2O; CH4 e NH4 mas sem O2)que viriam a formar a atmosfera actual.

2 – A Terra e os planetas telúricos



Os planetas telúricos ter-se-ão formados todos ao mesmo tempo.



Numa primeira análise parecem-se muito uns com os outros:        

Tamanho; Massa; Densidade; Número de satélites naturais; Período de rotação; Período de translação; Composição; Estrutura interna.

Métodos utilizados na Geologia Planetária 

O estudo dos Planeta, que não a Terra, representa um problema logístico dado que não nos encontramos nesses locais.



Muitas vezes os estudo têm que ser feitos remotamente.



Entre as Ciências encarregues pelo estudo dos planetas há a salientar:     



Física; Química; Geografia; Topografia; Óptica.

E obviamente a Geologia, pois os planetas de maior interesse no momento são os planetas Telúricos.

Métodos utilizados na Geologia Planetária  Os parâmetros mais estudados pela Geologia

Planetária são:  Estrutura interna dos Planetas.  Mediante o estudo da densidade, campo gravitacional e magnético, sismologia, temperatura e meteoritos.

Métodos utilizados na Geologia Planetária  Cartografia  Recorrendo a fotografias, imagens de radar,

comparação com a Terra e albedo.  Albedo – poder reflector das rochas

Métodos utilizados na Geologia Planetária  Composição  Fazendo análises locais…  ou espectrais remotas.

Métodos utilizados na Geologia Planetária  Cronologia relativa  Ou

mesmo radiométricos.

absoluta

usando

métodos

Métodos utilizados na Geologia Planetária  O estudo das formas e morfologias presentes nos

planetas é feito por comparação com estruturas existentes na Terra.

 Compreendendo a formação na Terra é possível

indagar os processos de formação nos restantes planetas.  Teoria Uniformitarista

 Assim distinguem-se as seguintes estruturas:  Endógenas;  Exóticas;  Exógenas.

Estruturas endógenas  Resultam da acção de processos e forças que

actuam no interior dos planetas:  Dobras;

 Falhas;  Fissuras;  Cones vulcânicos;  Filões…

Estruturas exógenas  Resultam de processos que ocorrem na

superfície do planeta:  Rios  Dunas;

 Ravinamentos.

Estruturas exóticas  Resultam de processos exteriores ao planeta:  Crateras de impacto;

Planetas Telúricos, sua classificação geológica

 Os planetas telúricos podem ser classificados

em:  Geologicamente activos  Planetas nos quais é possível observar ou detectar sinais de dinâmica externa e/ou interna, tais como, erupções vulcânicas, sismos, escorrência de água.  Geologicamente inactivos  Planetas que não reúnam as características anteriores são considerados inactivos.

1.

Devido à acção da erosão que ao longo Planetas Telúricos, sua classificação dos milhões de anos tem actuado sobre as geológica rochas. Os fenómenos de geodinâmica interna  De salientar no entanto que um planetatemquetambém actuado sobre as se considere inactivo poderá ter apresentado rochas fazendo com que as crateras no passado actividade geológica. desapareçam.

2. Realizar tabela.

3. Situações como alterações ao nível da atmosfera ou da temperatura podem ser responsáveis por tal fenómeno.

O caso da Terra  É um planeta geologicamente activo,

que ao nível exógeno.

endógeno

como

 A

energia necessária para a actividade geológica interna provém: 

Radioactividade – o material rochoso que constitui a Terra é rico em material radioactivo, o seu decaimento liberta grandes quantidades de energia.



Efeitos das marés – a combinação das posições da Terra, Sol e Lua interfere nos campos gravíticos destes astros. Na Terra este efeito origina ciclos alternados de contracções e de dilatações com consequente libertação de energia.

O caso da Terra  Bombardeamento primitivo –

durante a fase de acreção, as colisões continuas aqueceram o planeta ao ponto de fundir toda a rocha, esse calor ainda subsiste.

 Contracção

gravitacional – durante a fase de diferenciação os materiais envolventes do núcleo foram atraídas em direcção ao centro da Terra. Este processo implicou um aumento de pressão e consequentemente a temperatura. Neste caso a força gravítica transformou-se em energia térmica.

O caso da Terra  Por sua vez, a energia necessária

para a actividade geológica externa provém: 

Sol – é Sol o responsável pelos agentes de erosão e que modelam a superfície da Terra.



Actividade vulcânica – essencialmente ao nível dos rifts, pois o calor ai libertado aquece a água do mar que por sua vez condiciona o aquecimento da atmosfera e toda uma série de alterações climáticas.



Impactismo – embora muito reduzidos, os impactos de corpos celestes ainda hoje ocorrem, estes fenómenos modelam na actualidade a superfície da Terra.

Restantes planetas Telúricos  Actualmente, Mercúrio e Marte

são considerados inactivos do ponto de vista geológico.  Vénus por seu lado apresenta

actividade vulcânica e eventualmente sísmica pelo que é considerado geologicamente activo.

2.2 Sistema Terra-Lua, um exemplo paradigmático  Entre a Terra e a Lua

existe interacção gravitacional.  Pelo

forte

que os investigadores se referem a estes planetas como planeta duplo.

Terra-Lua  A força gravítica da Lua sobre a

Terra é tal que gera as marés;

 Diminui a velocidade de rotação da

Terra em cerca de 0,0018 segundos por século.

 O efeito das marés leva a que a Lua

se afaste da Terra cerca de 3,8 cm por ano.

 Dá origem a que a rotação da Lua

seja síncrona com a sua translação.

Lua  Temperatura  -200ºC a 130ºC.

 Ausência de atmosfera  Devido a sua reduzida massa.

 Erosão quase inexistente  Devido a inexistência de vento ou água

no estado líquido.

 Trata-se por isso de um planeta

geologicamente inactivo.

Mares lunares – Regiões planas, mais escuras, constituídas por basaltos.

Continentes lunares – Regiões mais claras e escarpadas, reflectem mais luz e são constituídas por anortosito.

Crateras lunares – resultam do impacto de corpos celestes, visíveis que nos mares como nos continentes.

Lua, um fóssil 

As rochas mais antigas da Terra datam de à 3800 M.a., logo não há forma de conhecer o que se passou nos 800 M.a. Inciais.



No entanto a Lua permite-nos isso pois…



Dado que a Lua se encontra geologicamente inactivo e que não ocorrem fenómenos de erosão, considerase um “fóssil” do Sistema Solar.



A origem da Lua é controversa, existindo vária teorias explicativas quanto à sua formação: 

Pode ter sido capturada pela força gravítica da Terra;



Pode ter-se formado a partir de uma colisão da Terra e um planeta menor.

Lua  A Lua é o único corpo celeste realmente

visitado pelo Homem…

3 – A Terra, um planeta único a proteger  Área total: 510x106Km2



Área dos Continentes:

 148x106Km2 

Área dos Oceanos:

 362x106Km2

Continentes  Constituídos

essencialmente por rocha granítica;

 Representa uma pequena parte da crusta terrestre, cerca de um terço;  Distribuição irregular;  65% no hemisfério Norte.

65%

35%

Continentes  Quanto a geologia e morfologia é possível

distinguir três elementos característicos:  Escudos  Plataformas  Cadeias montanhosas

Escudos  Também conhecidos como cratões;  Extensas

áreas continentais com idades superiores a 600 M.a.;

 Com história muito variada:    

geológica

Dobras; Falhas; Intrusões graníticas; Áreas de metamorfismo.

Plataformas  Os cratões são regiões aplanadas que podem ser

recobertos por sequências sedimentares de origem marinha;  Podem atingir vários quilómetros de espessura.

Cadeias Montanhosas  As cadeias montanhosas são zonas de

grande relevo;

 Resultam de processos que envolvem,

geralmente, de orogenia:

 Colisão de placas litosféricas;  Actividade magmática;  Actividade metamórfica.

 Estas regiões de crusta continental

podem em tempo ter correspondido em tempos a bacias de sedimentação que se localizavam entre dois continentes.

Orogenia  Quando ocorre a colisão entre placas podem surgir duas

situações:  Colisão entre placa oceânica – placa continental  Nesta situação a placa mais densa mergulha por debaixo da menos densa, dando origem a subducção.  Colisão entre placas continentais  Por vezes a subducção também ocorre entre duas placas continentais.

Inicialmente ocorre deformação das rochas, essencialmente dobras, e posteriormente pode ocorrer transporte de massas rochosas, aquilo a que chamamos carreamento.  Em ambas as situações é comum ocorrer fenómenos de

metamorfismo e eventualmente fenómenos de vulcanismo por fusão da rocha das placas.

Orogenia

 Quando as cadeias montanhosas ficam expostas aos agentes erosivos, os sedimentos depositamse nas plataformas continentais ou fundos dos

oceanos, transformando-se em material que irá ser submetido a outra fase orogénica.  Desenvolvem-se assim ciclos orogénicos.

Oceanos  Os oceanos cobrem cerca

de 75% da superfície terrestre.  São o principal reservatório

de água do planeta.  Só o Oceano Pacífico

corresponde a mais de metade da área oceânica total.

Oceanos  Tal como nos continentes é possível distinguir

diferentes regiões nos fundos oceânicos:  Plataforma continental;  Talude Continental;  Planície Abissal;

 Crista Médio Oceânica;  Fossas Oceânicas.

Oceanos

1 – Fossa oceânica; 2 –Rifte ou Rift; 3 – Crista Médio-Oceânica; 4 – Planície abissal; 5 – Plataforma continental; 6 – Talude Continental.