| Hadeano |
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| 4600 – 4000Ma |
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Representação artística da paisagem do Hadeano. |
| Cronologia |
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-4500 — – -4250 — – -4000 — – -3750 — – -3500 — – -3250 — – -3000 — – -2750 — – -2500 — – -2250 — – -2000 — – -1750 — – -1500 — – -1250 — – -1000 — – -750 — – -500 — – -250 — – 0 — (em milhões de anos) |
| Precedido por | N/A |
| Seguido por | Arqueano |
| Etimologia |
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| Formalidade | Informal |
| Sinônimo(s) | Período Priscoano
Harland et al., 1989
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| Informações e usos |
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| Corpo celeste | Terra |
| Uso regional | Global (ICS) |
| Escala(s) de tempo usada(s) | Escala de tempo ICS |
| Definições |
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| Unidades cronológicas | Éon |
| Unidades estratigráficas | Éonotema |
| Proposto pela primeira vez por | Preston Cloud, 1972 |
| Formalidade de intervalo de tempo | Formal |
| Definição de limite inferior | (4567.30 ± 0.16) Ma[1] |
| Menor GSSP ratificado | 5 de outubro de 2022[1] |
| Definição de limite superior | Dez idades mais velho do zircônio U-Pb |
| Limite superior GSSP | Ao longo do rio Acasta,Territórios do Noroeste,Canadá
65° 10′ 26″ N, 115° 33′ 14″ O |
| Maior GSSP ratificado | 2023[2] |
Naescala de tempo geológico, oHadeano (ouHádico, em português de Portugal) é o primeiro e mais antigo dos quatroéons geológicos conhecidos dahistória daTerra, que começou com aformação do planeta há cerca de 4,54bilhões(pt-BR) oumil milhões(pt-PT?) de anos,[3][4] agora definido como (4567,30 ± 0,16) milhões de anos[1] definido pela idade do material sólido mais antigo doSistema Solar encontrado em algunsmeteoritos com cerca de 4,567bilhões(pt-BR) oumil milhões(pt-PT?) de anos.[5] Asuposta colisão interplanetária que criou aLua ocorreu no início desta era. O Hadeano, que terminou há 4,031bilhões(pt-BR) oumil milhões(pt-PT?) de anos e foi sucedido pelo éonArqueano, com a hipótese de que oIntenso Bombardeio Tardio tenha ocorrido na fronteira Hadeano-Arqueano.
As rochas hadianas são muito raras, consistindo em grande parte dezircões granulares de uma localidade (Jack Hills) naAustrália Ocidental.[6] Osmodelos geofísicos hadeanos permanecem controversos entre osgeólogos: parece que asplacas tectônicas(pt-BR) ouplacas tectónicas(pt-PT?) e o crescimento doscontinentes podem ter começado no Hadeano.[6] A Terra no início do Hadeano tinha umaatmosfera pré-biótica muito espessa, rica emdióxido de carbono emetano, mas eventualmenteoceanos feitos deágua líquida foram formados.
O nome do éon "Hadeano", vem do gregoHades, umdeus gregodo mesmo nome (e pode ser usado para descrever o próprio submundo), referindo-se às condiçõesinfernais que prevaleciam naTerra primitiva: o planeta acabara de ser formado a partir de umaacreção recente, e sua superfície ainda estava derretida comlava superaquecida, a abundância de elementos radioativos de vida curta e frequenteseventos de impacto com outros corpos do Sistema Solar.
O termo foi cunhado pelo geólogo americanoPreston Cloud, originalmente para rotular o período anterior às primeirasrochas conhecidas na Terra.[7][8]W.B. Harland mais tarde cunhou um termo quase sinônimo, oPeríodo Priscoano, depriscus, a palavra latina paraantigo.[9] Outros textos mais antigos referem-se ao éon como oPré-Arqueano.[10][11]
Embora de uso corrente, o Hadeano não é formalmente uméon, e nenhum limite inferior para o Arqueano foi acordado. Por vezes o Hadeano também tem sido chamado de Priscoano ou Azoico. Algumas vezes, o Hadeano é subdividido de acordo com aescala de tempo geológico lunar. Essas eras incluem aCríptica eGrupos Basin (que são subdivisões da eraPré-Netariana),Nectárica eÍmbrica Inferior.
Uma vez que restam poucos vestígios geológicos deste período naTerra não existem subdivisões oficiais. Porém, várias das principais divisões daescala de tempo geológico lunar ocorreram no Hadeano, e são por vezes usadas de modonão-oficial para referir-se aos mesmos períodos de tempo na Terra.
A formação do Sistema Solar durante o Hadeano iniciou-se com a contração daNebulosa Solar original, provavelmente devido àsondas de choque de umasupernova próxima. Seguiu-se o colapsogravitacional da Nebulosa Solar num disco rotativo com a maior parte damassa concentrada no centro, na forma de gáshidrogênio (H2), firmando o proto-Sol. A compactação gravitacional continuou até que se iniciou afusão nuclear de hidrogênio emhélio (He), com liberação contínua deluz ecalor pelo Sol.
Partículas de poeira de composição diversa, vestígios de estrelas extintas, acumularam-se numdisco de acreção proto-planetário ao redor da estrela nascente. Os mais antigos materiais sólidos do Sistema Solar são inclusões ricas emcálcio ealumínio (Calcium-Aluminum-rich Inclusions –CAIs), com idades de até 4,566 bilhões de anos, encontradas emmeteoritos condritos carbonáceos, as quais estabelecem uma data-limite inicial para a formação planetária. Materiais rochosos e metálicos conseguiram se solidificar nas temperaturas mais elevadas próximo do Sol, enquanto ovento solar varria os materiais mais leves comoágua (H2O),amônia (NH3) emetano (CH4) para longe, onde as temperaturas mais baixas permitiram sua solidificação.
Grãos de poeira grudaram uns nos outros até que osplanetesimais ficassem grandes o bastante para começar a atrair material com seus próprios campos gravitacionais. Seu crescimento desenfreado levou a dezenas deproto-planetas que se chocavam violentamente uns com os outros. A Terra e aLua formaram-se, segundo a hipótese doBig Splash, quando um proto-planeta de tamanho aproximado ao deMarte colidiu com outro com cerca de metade do tamanho da Terra atual. Esse impacto deixou a Terra 2/3 completa e atirou grande quantidade de material em sua órbita, o qual se condensou para formar umsatélite natural. O proto-Vênus parece ter sofrido também um grande impacto no princípio de sua formação, que foi capaz de inverter o sentido de rotação do planeta. No entanto, como nenhuma lua se formou nesse caso, a colisão deve ter se dado de tal modo que o material ejetado para o espaço se precipitou de volta sobre sua superfície; os dois proto-planetas se fundiram completamente.
Aenergia das colisões entre os grandes proto-planetas juntamente com odecaimento radioativo de seus materiais formativos geraram uma grande quantidade de calor, de tal modo que os planetas teriam sido inicialmente derretidos. O material maisdenso –ferro (Fe) eníquel (Ni) fundidos – afundou para se tornar osnúcleos dos planetas, ao passo que material menos denso compôs osmantos. O material de menor densidade – basicamentesilicatos – formou uma espécie de escória superficial, omagma, cuja solidificação ocorreu à medida que os planetas esfriaram, originando ascrostas planetárias. O ferro da proto-Terra já teria sido drenado para o núcleo quando o grande impacto formador da Lua aconteceu, e o núcleo de ferro do outro proto-planeta afundou e fundiu-se com o da proto-Terra. Desse modo, o material que formou a Lua era originário de mantos rochosos, carentes de ferro, o que explica sua densidade mais baixa que a da Terra.
Os primeiros planetas a se formarem na parte mais externa da Nebulosa Solar agregaram ainda boa parte do material volátil presente nessa região, originando os planetas gigantes gasosos –Júpiter,Saturno,Urano eNetuno. Outros mundos formados nessa área acabaram capturados gravitacionalmente por estes gigantes, tornando-se suas luas. Por terem se formado em regiões mais distantes, esses últimos frequentemente possuem muito gelo de água e de amônia, tanto em suas crostas quanto em seus mantos. É provável que o manto da luaEuropa, de Júpiter, seja um oceano de água, é possível que mares demetano eetano líquidos banhem a gélida superfície da luaTitã de Saturno, coberta por densa atmosfera rica emhidrocarbonetos.
As superfícies de vários corpos planetários revelam que até cerca de 3,8 mil milhões de anos os mundos recém-formados foram continuamente bombardeados por detritos meteóricos. Por fim, planetésimos que não se agregaram permaneceram noCinturão de Asteróides, entre Marte e Júpiter, noCinturão de Kuiper, além de Netuno, ou foram catapultados gravitavionalmente por Júpiter para aNuvem de Oort, nos confins do Sitema Solar. Os do primeiro grupo têm composição rochosa ou metálica, enquanto os dos dois últimos têm bastante gelo em sua composição, bem como vários compostos decarbono (C),nitrogênio (N) eenxofre (S). Caso suas órbitas os levem às regiões internas do Sistema Solar, seu gelo é volatilizado pela energia do Sol e carregado pelo vento solar, formando uma cauda brilhante – são oscometas.
A Terra primordial era provavelmente muito quente devido à liberação de energia mecânica durante o processo de acreção planetária, em especial a fase final das grandes colisões, e ao decaimento radioativo de elementos em seu interior. A fusão do interior do planeta permitiu que o ferro mais denso afundasse para o centro, formando um núcleo pesado; o material menos denso, rico em silicatos, ascendesse para a superfície, formando um oceano de magma; e o material entre o núcleo e o magma, com densidades variáveis, formasse o manto do planeta. O oceano de magma, ao esfriar, formou uma camada de crosta basáltica semelhante ao assoalho dos oceanos atuais, talvez em apenas uns poucos anos ou décadas. Mas qualquer fina crosta que se formasse seria destroçada pelas frequentes colisões meteoríticas; somente quando o bombardeio meteorítico pesado abrandou, a crosta planetária pôde se estabilizar.
A diferenciação dos materiais fundidos da Terra primitiva teria também permitido a liberação de componentes gasosos formados em seu interior.Vulcões modernos liberam gases quando o magma é trazido à superfície, os quais nos indicam a composição daatmosfera primordial da Terra: vapor d’água (H2O),gás carbônico (CO2),monóxido de carbono (CO),dióxido de enxofre (SO2),cloreto de hidrogênio (HCl),nitrogênio (N2) ehidrogênio (H2) molecular. A atmosfera da Terra hadeana foi provavelmente rica em CO2, talvez tanto quanto as atmosferas de Vênus e de Marte. O efeito estufa resultante foi importante para manter a Terra moderadamente aquecida após a consolidação de sua crosta; na época, o jovem Sol tinha cerca de 80% de sua luminosidade atual, o que causaria condições glaciais no globo sob as pressões terrestres, se não fosse pelo efeito-estufa da atmosfera hadeana.
É provável que a Terra tenha adquirido parte de sua água e das substâncias necessárias às reações precursoras da vida a partir de colisões com cometas. O vapor d’água teria se condensado na atmosfera terrestre e chovido de volta sobre a superfície, cobrindo a crosta primitiva com lagos, mares e por fim oceanos. O ciclo das chuvas teve um importante papel no resfriamento do planeta: ao evaporar, a água absorvia calor do oceano de magma exposto à atmosfera ou coberto pela tênue crosta; mais tarde, ao se condensar na alta atmosfera, a água irradiava esse calor para o espaço.
Grãos de silicato dezircônio incrustados em rochasmetamórficas do grupoWarrawoona naAustrália ocidental foram datados em até 4,4 bilhões de anos, indicando que por essa época uma crosta estava se consolidando. Também pela análise química desses grãos, pesquisadores concluíram que o mineral apenas poderia ter se formado na presença de água líquida, portanto num ambiente de temperaturas superficiais abaixo de 100o C e acima de 0o C, considerando que a pressão atmosférica de então não fosse muito diferente da que é atualmente. A interação entre a rocha e a água deve ter ocorrido entre os eventos cataclísmicos que fundiam grandes porções, mas não mais a totalidade, da crosta terrestre. Esses impactos continuaram intensos até o fim do Hadeano.
Desse modo, a Terra foi o único mundo no Sistema Solar em que, nas fases finais do processo de formação planetária, se criaram condições propícias ao surgimento davida, a saber, temperaturas e pressões adequadas para a presença perene de água líquida em sua superfície, mantida por umciclo hidrológico que inclui o gelo dos pólos e o vapor da atmosfera. A água pôde atuar como solvente de substâncias químicas diversas, em especial compostos de carbono, que puderam reagir mais facilmente, inaugurando rotasbioquímicas que culminaram no aparecimento dos primeirosseres vivos.
Referências
- ↑abcCohen, Kim (Outubro de 2022).«New edition of the Chart - 2022-10».International Commission on Stratigraphy. Consultado em 16 de janeiro de 2023.
2022/10 - Hadean: GSSA instated as ratified by IUGS (5-10-2022). The GSSA is 4,567.30 ± 0.16 Ma.
- ↑«Global Boundary Stratotype Section and Point». International Commission of Stratigraphy. Consultado em 29 de outubro de 2023
- ↑Dalrymple, G. Brent (2001).«The age of the Earth in the twentieth century: a problem (mostly) solved».Geological Society, London, Special Publications.190 1 ed. pp. 205–221.Bibcode:2001GSLSP.190..205D.doi:10.1144/gsl.sp.2001.190.01.14. Consultado em 2 de outubro de 2022
- ↑«Age of the Earth». U.S. Geological Survey. 1997. Consultado em 3 de outubro de 2022.Cópia arquivada em 23 de dezembro de 2005
- ↑Strachan, R.; Murphy, J.B.; Darling, J.; Storey, C.; Shields, G. (2020). «Precambrian (4.56–1 Ga)». In: Gradstein, F.M.; Ogg, J.G.; Schmitz, M.D.; Ogg, G.M.Geologic Time Scale 2020. Amsterdã: Elsevier. pp. 482–483.ISBN 978-0-12-824360-2.doi:10.1016/B978-0-12-824360-2.00016-4
- ↑abKorenaga, J (2021). «Was There Land on the Early Earth?».Life.11 11 ed. p. 1142.Bibcode:2021Life...11.1142K.PMC 8623345
.PMID 34833018.doi:10.3390/life11111142 - ↑Cloud, Preston (1972). «A working model of the primitive Earth».American Journal of Science.272 6 ed. pp. 537–548.Bibcode:1972AmJS..272..537C.doi:10.2475/ajs.272.6.537
- ↑Bleeker, W. (2004).«Chapter 10. Toward a 'natural' Precambrian time scale». In: Gradstein, Felix M.; Ogg, James G.; Smith, Alan G.A Geologic Time Scale. Cambridge, RU: Cambridge University Press. p. 145.ISBN 9780521786737
- ↑Priscoan. Oxford Living dictionaries. [S.l.: s.n.] Arquivado dooriginal em 29 de novembro de 2018
- ↑Shaw, D.M. (1975).Early history of the Earth. Proceedings of the NATO Advanced Study Institute. Leicester: John Wiley. pp. 33–53.ISBN 0-471-01488-5
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