E em cada ponto o peso das camadas superiores e balan

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e, em cada ponto, o peso das camadas superiores ´ e balan- ceado pela for¸ca de press˜ao das camadas inferiores, ou dP dr = - GM r ρ r 2 onde ρ ´ e a densidade e M r ´ e a massa interna ao raio r . O sinal menos indica que a press˜ao aumenta `a medida que o raio diminui. Integrando essa express˜ao desde a superf´ ıcie at´ e o centro, supondo que a densidade ´ e aproximadamente constante e igual `a densidade m´ edia do planeta, resulta que a press˜ao central ´ e: P c = 4 π 3 GR 2 ρ 2 A press˜ao a uma distˆancia r do centro do planeta fica: P r = 2 π 3 2 ( R 2 - r 2 ) que em unidades do sistema internacional ´ e: P r = 1 , 4 × 10 - 10 ρ 2 ( R 2 - r 2 ) N m 2 kg - 2 De um modo geral, os planetas terrestres tˆ em uma atmosfera gasosa, uma superf´ ıcie s´olida bem definida e um interior na maior parte s´olido (embora 135
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a Terra tenha um n´ucleo externo l´ ıquido). Os planetas jovianos tˆ em uma atmosfera gasosa, nenhuma superf´ ıcie s´olida, e um interior l´ ıquido na maior parte. As estruturas internas dos planetas jovianos e terrestres podem ser esquematizadas nas figuras a seguir. 1 H liquido atômico H molecular líquido H e He molecular gasoso metalico líquido H Fe,Si liq.? Planetas Gigantes Planetas Terrestres 0.2 0.99 0.78 1 0.99 Crosta Manto Superior Manto Inferior Silicatos 0.54 Nucleo Exterior Fe líquido Núcleo Interior Fe,Ni sól. 0.19 As observa¸ oes da espa¸conave Galileo impuseram limites `as massas dos n´ucleos de J´upiter, entre 0 e 10 massas terrestres, e de Saturno, entre 6 e 17 massas terrestres (G¨unther Wuchterl, Tristan Guillot, & Jack J. Lissauer 2000, Protostars and Planets IV, 1081 ). 14.2.4 Superf´ ıcies As superf´ ıcies planet´arias podem ser conhecidas de forma preliminar a par- tir do albedo, se o planeta n˜ao tem atmosfera espessa. Em planetas com atmosfera espessa, como os planetas jovianos e Vˆ enus, o albedo n˜ao se refere ` a superf´ ıcie. As superf´ ıcies da Lua e de Merc´urio s˜ao parecidas, com grande n´umero de crateras e grandes regi˜oes baixas e planas. Marte apresenta uma superf´ ıcie com montanhas, vales e canais. A superf´ ıcie de Vˆ enus n˜ao ´ e vis´ ıvel devido `as densas nuvens de ´acido sulf´urico que cobrem o planeta, mas estudos em r´adio revelam que essa superf´ ıcie ´ e composta, principalmente, de terrenos baixos e relativamente planos, mas tamb´ em apresenta planaltos e montanhas. Os principais processos que determinam altera¸c˜ oes na crosta posterior- mente `a sua forma¸c˜ ao e que, portanto, determinam o rejuvenescimento da crosta, s˜ao: atividade geol´ogica, eros˜ao e crateramento. Atividade geol´ogica A atividade geol´ogica, compreendendo vulcanismo e atividade tectˆonica, depende da quantidade de calor interno no planeta. A atividade geol´ogica 136
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´ e decrescente para Terra, Vˆ enus e Marte. Na Terra, tanto a presen¸ca de vulc˜oes ativos quanto o movimento das placas tectˆonicas contribuem para o renovamento da crosta. Em Marte, existem grandes vulc˜oes, alguns deles podem ser ativos, mas n˜ao h´a evidˆ encia de tectonismo de placas.
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