3 Revisjonskriterier
3.2 Krav til styring, oppfølging og internkontroll
A litosfera, enquanto camada rígida mais superficial do planeta, alberga importantes reservatórios naturais: parte da atmosfera, a hidrosfera e a biosfera (Faure, 1998). Contudo, estes reservatórios nem sempre foram como os conhecemos hoje.
Como já havia sido referido, foi durante os primeiros momentos da história da Terra que esta se transformou num planeta química e mineralogicamente diferenciado. A formação da atmosfera e dos oceanos está fortemente relacionada com a diferenciação da Terra (Weyman, 1981).
2.5.1 Origem da Atmosfera
O momento exacto em que a atmosfera começou a desenvolver-se é difícil de determinar. Admite-se, contudo, que não era igual à que conhecemos actualmente. Pensa-se que a atmosfera primitiva era densa, quente, redutora e ácida, composta essencialmente por dióxido de carbono (CO2), monóxido de carbono (CO), água (H2O), hélio (He), metano (CH4), amónia (NH3), sulfureto de
hidrogénio (H2S), hidrogénio (H2) e azoto (N2). Esta composição é baseada nos fenómenos que
possivelmente lhe deram origem. A atmosfera foi originada a partir de gases remanescentes da nébula solar (H e He), vulcanismo (principalmente H2O, CO2, SO2, S, H, CO, HCl, N) e material
resultante do impacto de cometas e outros corpos celestes (Kasting, 1993; McClendon, 1999; Stanley, 1999; Halliday, 2001; Marty & Dauphas, 2002; Burdige, 2006).
Os planetesimais que fundiram formando a Terra eram demasiado pequenos para que a sua gravidade mantivesse gases ao seu redor para formar a atmosfera, o que leva a supor que a Terra, não a adquiriu a partir destes corpos (Francis, 1992; Taylor, 1992; Lewis, 1997; Zeilik & Gregory, 1998).
A gravidade da Terra foi insuficiente para reter gases com baixo peso molécular, como o hidrogénio (H) e o hélio (He) que escaparam para o espaço. A ausência de campo magnético, dado que o núcleo ainda não se tinha diferenciado, permitiu que os ventos solares (iões de proveniência solar), tivessem varrido outros elementos. A partir do momento em que o campo magnético estabilizou, os gases provenientes do interior da Terra, através de processos de desgasificação
associados ao vulcanismo, começaram a acumular-se, formando a atmosfera terrestre (McClendon, 1999).
Os próprios bombardeamentos por meteoritos a que a Terra esteve sujeita foram responsáveis pela remoção de gases da atmosfera, sendo o impacto de um asteróide suficiente para ejectar para o espaço parte da atmosfera (Marty & Dauphas, 2002).
O processo de desgaseificação acontece ainda hoje através das emissões vulcânicas. No entanto, o escape de gases para a superfície foi mais fácil no início da diferenciação da Terra, quando o planeta apresentava um comportamento líquido na sua superfície, com intenso vulcanismo (Francis, 1992; Taylor, 1992; Lewis, 1997; Zeilik & Gregory, 1998). É precisamente a composição química dos gases libertados pelos vulcões modernos que indica a constituição da atmosfera inicial (Stanley, 1999; Halliday, 2001). Estudos mais recentes relativos à composição de cometas e meteoritos confirmam também a origem exógena de alguns gases constituintes da atmosfera, tais como o vapor de água (Marty& Dauphas, 2002).
Na atmosfera inicial também deve ter existido amónia (NH3) e metano (CH4), gases
resultantes da combinação dos gases vulcânicos com constituintes atmosféricos (Wicander & Monroe, 2000).
A atmosfera era pobre em oxigénio (O2) e, de acordo com algumas evidências, pensa-se
que permaneceu assim durante algum tempo. Na África do Sul, nos depósitos sedimentares de Witwatersrand, são encontrados sedimentos/clastos de FeS2 (pirite) e UO2 (uraninite), minerais que
caso existisse oxigénio livre teriam oxidado rapidamente. Numa atmosfera levemente oxidante o óxido de urânio estável é UO3, sendo necessário somente 1 % do O2 actual para a oxidação da
uraninite (Wicander & Monroe, 2000). As evidências de Fe oxidado remontam para um período mais tardio na história da Terra, entre 2.0 e 2.5 Ga.
O enriquecimento em oxigénio deveu-se a dois processos:
♦ Fotodissociação química da água - inicialmente o enriquecimento em O2 deveu-se à
fotodissociação do vapor de água pela radiação ultravioleta (UV) e posterior reacção com outros gases atmosféricos com formação de O2, de acordo com a fórmula seguinte:
H2O H + OH CO2 CO + O O + OH O2 + H UV UV UV
♦ Fotossíntese – Processo biológico, mais tardio na história da Terra, em que se verifica a
incorporação de CO2 para a produção de compostos orgânicos, com libertação de O2
(Skinner & Porter, 2003; Raven & Johnson, 2004).
Na tabela 2-11 listam-se os gases referentes à composição da atmosfera da Terra primitiva, por ordem decrescente de abundância relativa.
Tabela 2-11 Composição da atmosfera primitiva e da atmosfera actual, por ordem decrescente de
abundância (Wicander & Monroe, 2000).
Atmosfera primitiva CO2, CO, H2O, He, CH4, NH3 Atmosfera actual N2, O2, Ar, Ne, H2O, CO2, O3
A actividade tectónica da Terra teve também um papel na composição da atmosfera, permitindo a troca de elementos voláteis (H2O, H, C, N, CO2, outros gases) entre a superfície do
planeta e o manto. Aqueles não foram libertados só para a crusta e para a atmosfera, mas também para os oceanos (Marty & Dauphas, 2002).
2.5.2 Origem da Hidrosfera
No que se refere à origem da hidrosfera, em particular dos oceanos, é aceite que se formaram a partir de vapor de água resultante de processos vulcânicos. O vapor de água libertado arrefeceu e condensou, voltou a evaporar e assim sucessivamente. Este ciclo ocorreu possivelmente em simultâneo com o processo de diferenciação interno da Terra, período em que a temperatura do planeta era bastante elevada, decorrentes do vulcanismo e impactos meteoríticos (Taylor, 1992; McClendon, 1999).
Inicialmente a água esteve quimicamente ligada a minerais como as micas ricas em potássio e alumínio, como por exemplo a moscovite (KAl3Si3O10(OH)2). Com a fusão parcial, a água
foi libertada e transportada pela lava até à superfície, sendo aí libertada sob a forma de vapor de água (Cooper, 1990).
Mais recentemente, tem sido admitida uma origem exógena para os oceanos. Nesta hipótese os portadores da água foram os cometas, que são corpos constituídos essencialmente por gelo e poeiras cósmicas. A fusão dos gelos e o choque dos cometas com a Terra contribuiu para a existência de água à superfície do planeta (Cooper, 1990; Stanley, 1999).
Actualmente aceita-se que os cometas devem ter sido um dos principais responsáveis pela água existente na Terra juntamente com o processo de desgasificação do próprio planeta (Cooper, 1990; Stanley, 1999). Também o hidrotermalismo vulcânico, processo que ainda ocorre actualmente nas nascentes termais, pode ter sido uma fonte de água para os oceanos (Taylor, 1992; Wicander & Monroe, 2000; Burdige, 2006). Por todas estas razões é frequente afirmar-se que a água dos oceanos tem várias origens (Burdige, 2006).
De salientar que a formação de oceanos só foi possível devido à distância ideal do nosso planeta ao Sol. Caso a Terra estivesse mais próxima ou mais distante desta estrela, a água teria evaporado ou congelado, respectivamente. Felizmente o nosso planeta orbita numa distância ideal e apresenta características que permitem a existência de água no estado líquido (Holland, 2003).
O momento exacto em que se formaram os oceanos não é conhecido. Contudo, existem informações directas e indirectas, obtidas a partir de dados isotópicos, da presença da hidrosfera. Sabe-se que o oxigénio na natureza existe sob a forma de três isótopos: 16O, 17O e 18O. Devido ao
processo de fraccionamento dos isótopos de oxigénio, a água do mar está enriquecida em 18O dado
que durante o processo de evaporação da água os isótopos mais leves de oxigénio são transportados mais facilmente para a atmosfera, resultando daí um aumento da concentração de
18O na água do mar. Quando os minerais interagem com água do mar, por vezes adquirem maior
quantidade de oxigénio 18O. Estudos realizados em zircões de Jack Hills revelam que estes
apresentam uma assinatura isotópica caracterizada pelo enriquecimento em 18O, interpretada como
resultado de interacção, a baixa temperatura, entre a rocha fonte e água líquida, o que sugere a existência de oceanos desde há 4.3 - 4.4 Ga. As evidências directas apontam para um momento mais tardio na história da Terra. Os Gnaisses de Issua, datados de 3.7 Ga, apresentam basaltos em almofada, o que aponta para a existência de hidrosfera no momento da sua formação (Kamber et al., 2001).