Except perhaps for some remote island dwellers, most people have a natural tendency to view continents as fundamental, permanent and even characteristic features of Earth. Esquece-se facilmente que as plataformas continentais do mundo representam apenas massas dispersas e isoladas num planeta que é amplamente coberto por água. Mas quando visto do espaço, a imagem correta da terra torna-se imediatamente clara. É um planeta azul., Nesta perspectiva, parece extraordinário que, ao longo da sua longa história, a Terra consiga manter uma pequena fracção da sua superfície sempre acima do mar, permitindo, entre outras coisas, que a evolução humana prossiga em terra seca.a persistência de continentes elevados é apenas fortuita? Como surgiu a crosta complicada das terras? Esteve lá o tempo todo, como uma cereja primitiva num bolo planetário, ou evoluiu ao longo dos séculos?, Tais questões tinham gerado debates que dividiram cientistas por muitas décadas, mas a história fascinante de como a superfície terrestre veio a assumir a sua forma atual é agora essencialmente resolvida. Esse entendimento mostra, notavelmente, que as condições necessárias para formar os continentes da terra podem ser incomparáveis no resto do sistema solar.Terra e Vênus, sendo aproximadamente do mesmo tamanho e distância do sol, são muitas vezes considerados planetas gêmeos. Então é natural perguntar-se como a crosta de Vênus se compara com a do nosso próprio mundo., Embora séculos de observações telescópicas da terra não pudessem dar nenhuma visão, a partir de 1990 as sondas espaciais de Magalhães orbitando o radar penetraram as densas nuvens que envolviam Vênus e revelaram sua superfície com uma clareza impressionante. A partir das imagens detalhadas de formações terrestres, os cientistas planetários podem supor o tipo de rocha que cobre Vênus.o nosso planeta irmão parece estar coberto por rochas de composição basáltica, tal como as rochas escuras de grãos finos que formam a linha das bacias oceânicas na Terra. O mapeamento de Magalhães, no entanto, não conseguiu encontrar extensas áreas análogas à crosta continental das terras., Regiões elevadas chamadas Aphrodite Terra e Ishtar Terra parecem ser restos de lavas basálticas. Montículos menores em forma de cúpula são encontrados em Vênus, e essas formas podem indicar que rochas vulcânicas com a composição de granito existem em alguns lugares, mas reflexões de radar mostram que essas características pancaceleicas podem ser compostas apenas de mais basalto.,
Depois de analisar a riqueza de dados de radar fornecidos por Magalhães, os cientistas concluíram que a tectónica de placas (isto é, a criação contínua, movimento e destruição de partes da superfície do planeta) não parece operar em Vênus. Não há equivalentes óbvios às extensas cristas do meio do oceano ou aos grandes sistemas de trincheiras da Terra. Assim, é improvável que a crosta de Vênus regularmente recicle de volta ao manto daquele planeta., Também não parece haver muita necessidade de criar espaço para uma nova crosta: a quantidade de lava atualmente em erupção em Vênus é aproximadamente equivalente à saída de um vulcão Havaiano, Kilauea–um mero drible para o planeta como um todo. Estes achados de Vênus e pesquisas similares de outros corpos sólidos no sistema solar mostram que as crostas planetárias podem ser convenientemente divididas em três tipos fundamentais.
As chamadas crostas primárias remontam ao início do sistema solar., Eles emergiram após grandes pedaços de material primordial colidirem com um planeta em crescimento, liberando energia suficiente para fazer com que o protoplaneta original derretesse. À medida que a rocha derretida começou a arrefecer, cristais de alguns tipos de minerais solidificavam-se relativamente cedo e podiam separar-se do corpo de magma. Este processo, por exemplo, provavelmente criou os planaltos brancos da lua após grãos de baixa densidade do mineral feldspato flutuarem para o topo de um “oceano” lunar inicial de basalto fundido., As crostas de muitos satélites dos planetas exteriores gigantes, compostos de misturas de rocha com água, metano e amônia, também podem ter surgido de derretimento catastrófico durante a acreção inicial.em contraste com o produto de episódios tão repentinos e de grande escala de fusão, as crostas secundárias formam-se após o calor do decaimento dos elementos radioactivos acumular-se gradualmente dentro de um corpo planetário. Tal aquecimento lento faz com que uma pequena fração do manto rochoso dos planetas derreta e geralmente resulta na erupção de lavas basálticas., As superfícies de Marte e Vénus e os pisos oceânicos da Terra são cobertos por crostas secundárias criadas desta forma. A lua Maria (os” mares ” dos antigos astrônomos) também se formou a partir de lavas basálticas que se originaram profundamente no interior das luas. O calor da radioatividade-ou talvez da flexão induzida pelas forças das marés-em alguma lua gelada do sistema solar exterior pode, também, ter gerado crostas secundárias.ao contrário destes tipos comparativamente comuns, a chamada crosta terciária pode formar-se se as camadas superficiais forem devolvidas ao manto de um planeta geologicamente activo., Como uma forma de destilação contínua, o vulcanismo pode então levar à produção de magma altamente diferenciado de uma composição que é distinta do basalto–mais perto do granito de rocha ígnea de cor clara. Uma vez que a reciclagem necessária para gerar magmas graníticos só pode ocorrer num planeta onde a tectónica de placas opera, tal composição é rara no sistema solar. A formação da crosta continental na terra pode ser a sua única localização.,apesar do pequeno número de exemplos dentro de cada categoria, uma generalização sobre a gênese das superfícies planetárias parece fácil de fazer: há diferenças claras nas taxas a que se formam as Cruzadas primárias, secundárias e terciárias. A Lua, por exemplo, gerou sua crosta primária branca e rica em feldspato–cerca de 9% do volume lunar–em apenas alguns milhões de anos. As côdeas secundárias evoluem muito mais lentamente., As luas basalto maria (crosta secundária) são apenas algumas centenas de metros de espessura e compõem apenas um décimo de 1% do volume das luas, e no entanto estes chamados mares necessitaram de mais de um bilhão de anos para se formar. Outro exemplo de crosta secundária, as bacias oceânicas basálticas do nosso planeta (que constituem cerca de um décimo de 1% da massa de terras), formaram-se ao longo de um período de cerca de 200 milhões de anos. Por mais lentas que estas taxas sejam, a criação de crosta terciária é ainda menos eficiente. A terra levou vários bilhões de anos para produzir sua crosta terciária — os continentes., Estas características equivalem a cerca de metade de 1% da massa do planeta.muitos elementos que são raramente encontrados na terra são enriquecidos em rochas graníticas, e este fenômeno dá à crosta continental uma importância fora da proporção de sua pequena massa. Mas os geólogos não foram capazes de estimar a composição global da crosta–um ponto de partida necessário para qualquer investigação de sua origem e evolução–por observação direta. Um método concebível pode ser compilar descrições existentes de rochas que sobressaem na superfície., Mesmo este grande conjunto de informações pode muito bem revelar-se insuficiente. Um programa de exploração em larga escala que poderia chegar profundamente na crosta para uma amostra significativa pressionaria os limites da moderna tecnologia de perfuração e, em qualquer caso, seria proibitivamente caro.
felizmente, uma solução mais simples está à mão. A natureza já realizou uma ampla amostragem através da erosão e deposição de sedimentos. Mudas baixas, agora transformadas em rocha sedimentar sólida, dão uma composição média surpreendentemente boa para a crosta continental exposta., Estas amostras estão, no entanto, faltando os elementos que são solúveis em água, tais como sódio e cálcio. Entre os materiais insolúveis que são transferidos da crosta para sedimentos sem distorção em sua abundância relativa estão os 14 elementos de terras raras, conhecidos pelos geochemistas como REEs. Estas etiquetas elementares são extremamente úteis para decifrar a composição da crosta porque os seus átomos não se encaixam perfeitamente na estrutura cristalina dos minerais mais comuns. Eles tendem a se concentrar nos produtos graníticos de formação tardia de um magma resfriado que compõem a maior parte da crosta continental.,porque os padrões REE encontrados em uma variedade de sedimentos são tão semelhantes, geochemists supõem que a meteorologia, erosão e sedimentação devem misturar diferentes rochas fonte ígneas de forma eficiente o suficiente para criar uma amostra global da crosta continental. Todos os membros do grupo REE estabelecem uma assinatura de composição da crosta superior e preservam, nas formas dos padrões de abundância elementar, um registro dos eventos Ígneos que podem ter influenciado a composição da crosta.,usando estes marcadores geoquímicos, os geólogos, por exemplo, determinaram que a composição da parte superior da crosta continental se aproxima da granodiorita, uma rocha ígnea comum que consiste em grande parte de quartzo de cor clara e feldspato, juntamente com um apimentamento de vários minerais escuros. Nas profundezas da crosta continental, abaixo de cerca de 10 a 15 quilômetros, rocha de composição mais basáltica é provavelmente comum., A natureza exata deste material permanece controversa, e geólogos estão testando suas ideias usando medições do calor produzido na crosta pelos importantes elementos radioativos urânio, tório e 40K, o isótopo radioativo de potássio. Mas parece razoável que pelo menos partes desta região inacessível e enigmática possam consistir de basalto preso e subplacado sob os continentes de baixa densidade.é esta propriedade física da rocha granítica, de baixa densidade, que explica porque a maioria dos continentes não estão submersos., A crosta Continental sobe em média 125 metros acima do nível do mar, e cerca de 15 por cento da área continental estende-se por mais de dois quilômetros de altitude. Estas grandes alturas contrastam marcadamente com as profundezas dos pisos oceânicos, que em média cerca de quatro quilômetros abaixo do nível do mar–uma consequência direta de serem alinhados por uma densa crosta oceânica composta principalmente de basalto e uma fina camada de sedimento.
na base da crosta encontra-se a chamada descontinuidade Mohorovicica (geólogos invariavelmente encurtam para “Moho”)., Esta superfície profunda marca uma mudança radical na composição para uma rocha extremamente densa rica no mineral olivina que por toda a parte subjaz aos oceanos e continentes. Estudos geofísicos usando ondas sísmicas rastrearam o Moho em todo o mundo. Tal pesquisa também indicou que o manto abaixo dos continentes pode ser permanentemente ligado no topo. Estas quilhas subcrustais relativamente frias podem ter até 400 km de espessura e parecem cavalgar com os continentes durante as suas andanças placas tectônicas., O apoio a esta noção vem da análise de minúsculas inclusões minerais encontradas dentro de diamantes, que se acredita se originarem profundamente nesta região subcrusta. As medições mostram que os diamantes podem ter até três bilhões de anos e, assim, demonstrar a antiguidade das raízes continentais profundas.
é curioso refletir que há menos de 50 anos, não havia nenhuma evidência de que os rochedos que cobrem as bacias oceânicas diferiam de forma fundamental dos Encontrados em terra. Pensava-se simplesmente que os oceanos estavam inundados de continentes naufragados ou afundados., Esta percepção cresceu naturalmente o suficiente a partir do conceito de que a crosta continental era uma característica envolvente do mundo que tinha surgido como uma espécie de escória em um planeta inicialmente derretido. Embora agora pareça certo que a terra de fato derreteu muito cedo, parece que uma crosta granítica primária, do tipo presumido décadas atrás, nunca realmente existiu.como foi que dois tipos tão distintos de crosta, continental e oceânica, conseguiram surgir na Terra? Para responder a esta pergunta, é preciso considerar a história mais antiga do sistema solar., Na região da nebulosa solar primordial ocupada pela órbita das Terras, o gás foi em sua maioria varrido, e apenas detritos rochosos grandes o suficiente para sobreviver intensa atividade solar inicial se acumularam. Estes objetos devem ter crescido por acreção, antes de finalmente cair juntos para formar o nosso planeta, um processo que exigiu cerca de 50 milhões a 100 milhões de anos.no final deste estágio de formação, um planetesimal massivo, talvez do tamanho de Marte, caiu na Terra quase totalmente formada., O manto rochoso do impactor foi ejetado em órbita e tornou-se a lua, enquanto o núcleo metálico do corpo caiu na Terra. Como seria de esperar, este evento foi catastrófico: derreteu totalmente o planeta recém-formado. Como a terra mais tarde arrefeceu e solidificou, uma crosta basáltica primitiva provavelmente se formou.
é provável que nesta fase a superfície da terra se assemelhasse à aparência atual de Vênus; no entanto, nenhuma desta crosta primária sobreviveu., Se afundou no manto de uma forma semelhante à que ocorre na terra ou amontoou-se em massas localizadas até ser suficientemente espessa para se transformar numa rocha mais densa e afundar-se permanece incerto. De qualquer forma, não há evidência de uma crosta granítica substancial nesta fase inicial. Evidências reveladoras de tal crosta deveriam ter sobrevivido na forma de grãos dispersos do zircão mineral, que se forma dentro do granito e é muito resistente à erosão., Embora alguns antigos zircões datados de perto desta época tenham sido encontrados (os exemplos mais antigos são de rochas sedimentares na Austrália e têm cerca de 4,3 bilhões de anos de idade), estes grãos são extremamente escassos.mais informações sobre a crosta primitiva vêm das rochas mais antigas que sobreviveram intactas. Estas rochas formaram-se profundamente dentro da crosta há pouco menos de quatro bilhões de anos e agora sobressaem à superfície no noroeste do Canadá. Esta formação rochosa é chamada de Acasta Gneiss., Exemplos um pouco mais jovens de crosta primitiva foram documentados em vários locais em todo o mundo, embora o melhor estudado destas formações antigas esteja no oeste da Groenlândia. A abundância de rochas sedimentares ali atesta a presença de água corrente e a existência do que eram provavelmente verdadeiros oceanos durante esta época remota., Mas mesmo essas rochas extraordinariamente antigas do Canadá e da Groenlândia datam de cerca de 400 milhões a 500 milhões de anos após a acreção inicial da terra, uma lacuna no registro geológico causou, sem dúvida, impactos maciços que romperam severamente a primeira crosta das terras.a partir do registro preservado em rochas sedimentares, os geólogos sabem que a formação da crosta continental tem sido um processo contínuo ao longo da história das terras. Mas a criação da crosta nem sempre teve o mesmo caráter. Por exemplo, na fronteira entre os eons Archean e Proterozoico, em torno de 2.,Há 5 mil milhões de anos, ocorreu uma mudança distinta no recorde do rock. A composição da crosta superior antes desta ruptura continha constituintes menos evoluídos, compostos de uma mistura de basalto e Granitos ricos em sódio. Estas rochas compõem a chamada suite tonalite-trondjemite-granodiorite, ou TTG. Esta composição difere consideravelmente da atual crosta superior, que é dominada por granitos ricos em potássio.
a profunda mudança na composição da crosta há 2,5 bilhões de anos parece estar ligada a mudanças no regime tectônico das terras., Antes desta época, níveis mais elevados de decaimento radioativo produziam mais calor no planeta. A consequência foi que no Archean anterior a crosta oceânica era mais quente, mais espessa e mais flutuante e não era capaz de ser subducted. Em vez disso, sob secções mais grossas da crosta que se assemelham à Islândia moderna, a crosta mais densa derreteu e produziu as rochas ígneas ricas em sódio da suite TTG.rochas similares se formam agora em alguns lugares como o sul do Chile, onde subductos da crosta oceânica jovem., Mas estas rochas modernas, que se formam agora por causa da tectónica de placas, são subtilmente diferentes dos seus primos Arqueanos mais antigos, que se formaram a partir de lajes afundando sob a crosta espessa. As placas tectônicas modernas não começaram a operar até o final do Archean (entre 3,0 bilhões e 2,5 bilhões de anos atrás), quando a crosta oceânica tornou-se mais fria, perdeu sua flutuabilidade e, assim, foi capaz de afundar novamente no manto.
a tendência inicial para o magma se formar com uma composição TTG explica porque a crosta cresceu como uma mistura de basalto e tonalite durante o eon Arqueano., Grandes quantidades-pelo menos 50 por cento e talvez até 70 por cento da crosta continental-emergiram neste momento, com um grande episódio de crescimento entre 3,0 bilhões e 2,5 bilhões de anos atrás. Desde então, a altura relativa das bacias oceânicas e das plataformas continentais permaneceu relativamente estável. Com o início do eon Proterozóico há 2,5 bilhões de anos, a crosta já tinha assumido grande parte de sua atual composição, e o ciclismo placas-tectônico moderno começou.atualmente, a crosta oceânica forma-se pela erupção de lava basáltica ao longo de uma rede de cercos globais de cristas oceânicas., Mais de 18 quilômetros cúbicos de rocha são produzidos todos os anos por este processo. A laje da crosta recém-formada monta sobre uma camada exterior do manto, que juntos compõem a litosfera rígida. A litosfera oceânica afunda de volta para o manto nas chamadas zonas de subducção, que deixam cicatrizes visíveis no fundo do oceano na forma de trincheiras profundas. Nestes locais, a camada descendente da litosfera transporta sedimentos marinhos húmidos, bem como basalto mergulhando no manto.,a uma profundidade de cerca de 80 km, O calor impulsiona a água e outros componentes voláteis dos sedimentos subducidos para o manto sobrenadante. Estas substâncias actuam então como um fluxo numa fundição, induzindo a fusão no material circundante a temperaturas reduzidas. O magma fracciona, produzindo andesitas, enquanto o substrato mais básico provavelmente afunda de volta para o manto em um processo chamado delaminação. O magma andesita produzido desta forma, eventualmente, atinge a superfície, onde provoca espectaculares erupções explosivas. A erupção de 1980 do Monte St., Helens é um exemplo desse cataclismo geológico. Grandes cadeias de vulcões–como os Andes — movidas por voláteis em ebulição adicionam em média cerca de dois quilômetros cúbicos de lava e cinzas para os continentes a cada ano. Esta andesite fornece a maior parte do material dos continentes.mas a rocha granítica mais rica em sílica, que vemos na superfície dos continentes, vem de dentro da crosta. A acumulação de calor profundo na própria crosta continental pode causar derretimento, e o magma resultante migrará para a superfície., Embora algum deste calor necessário possa vir do decaimento de elementos radioativos, uma fonte mais provável é o magma basáltico que se eleva mais profundamente no manto e fica preso sob a tampa granítica; a rocha derretida, em seguida, age como um queimador sob uma frigideira.embora a mudança mais dramática na geração da crosta continental tenha ocorrido no final do eon Arqueano, há 2,5 bilhões de anos, os continentes parecem ter experimentado mudanças episódicas ao longo de todo o tempo geológico., Por exemplo, adições consideráveis e posteriores à crosta continental ocorreram de 2,0 a 1,7, de 1,3 a 1,1 e de 0,5 a 0,3 bilhões de anos atrás. Que os continentes da Terra experimentaram uma evolução tão pontuada pode parecer no início ser contra-intuitiva. Por que, afinal, a crosta deve se formar em impulso se a geração de calor interno–e sua liberação através da reciclagem da crosta–é um processo contínuo?
uma compreensão mais detalhada da tectónica de placas ajuda a resolver este puzzle., Durante o período Permiano (cerca de 250 milhões de anos atrás), os principais continentes da Terra convergiram para criar uma enorme massa de terra chamada Pangeia . Esta configuração não era única. A formação de tais supercontinentes parece reaparecer em intervalos de cerca de 600 milhões de anos. Os principais ciclos tectônicos que conduzem os continentes separados e juntos têm sido documentados desde o início do Proterozoico, e há até mesmo sugestões de que o primeiro supercontinente pode ter se formado mais cedo, durante o Arqueano.
tais ciclos tectônicos em larga escala servem para modular o tempo de crescimento da crosta., Quando um supercontinente se separa, a crosta oceânica está na sua mais antiga e, portanto, mais provável de formar uma nova crosta continental depois de subductos. À medida que os continentes se recuperam, arcos vulcânicos (cadeias curvas de vulcões criadas perto de zonas de subducção) colidem com plataformas continentais. Tais episódios preservam a nova crosta, pois as rochas de arco são adicionadas às margens dos continentes.
Por mais de quatro bilhões de anos, os continentes peripatéticos reuniram-se em ataques e começa a partir de muitos terranos díspares., Enterrado na amálgama resultante é o último testamento disponível para a maior parte da história das terras. Essa história, montada a partir de rochas que são como muitas peças misturadas de um quebra-cabeça, levou algum tempo para resolver. Mas a compreensão da origem e evolução da crosta é agora suficiente para mostrar que de todos os planetas a Terra parece verdadeiramente excepcional. Por um feliz acidente da natureza — a capacidade de manter a atividade de placas tectônicas–um planeta sozinho foi capaz de gerar as partes consideráveis da crosta continental estável em que achamos tão conveniente viver.
O autor
S., ROSS TAYLOR e SCOTT M. MCLENNAN trabalham juntos desde 1977 examinando a evolução da crosta terrestre. Taylor também tem buscado ativamente estudos lunares e planetários e publicou muitos livros sobre planetologia. Ele é um associado estrangeiro da Academia Nacional de Ciências. Taylor está atualmente com o departamento de Ciências da terra e marinha da Universidade Nacional Australiana e o Lunar and Planetary Institute em Houston. McLennan é professor no departamento de Geociências da Universidade Stony Brook., His research applies the geochemistry of sedimentary rocks to studies of crustal evolution on Earth and Mars. McLennan é membro da equipe científica Mars Exploration Rover.