A formação de nosso satélite é um problema antigo, desde o nascimento da moderna Astrofísica:
- Formação da Lua - Um ensaio sobre as diversas hipóteses de formação de nosso satélite.
- Novos estudos sugerem que a formação da Terra e da Lua pode ter ocorrido depois do que pensávamos - eternosaprendizes.com
- Lunar geology - www.popastro.com
Abaixo, tradução de um interessante artigo sobre a hipótese Big Splash de formação da Lua.
Shigeru Ida, Robin M. Canup, Glen R. Stewart ; Lunar Accretion from an Impact-Generated Disk; Department of Earth and Planetary Sciences, TokyoInstitute of Technology, Meguro-ku, Tokyo 152. Japan+ LASP, University of Colorado, Boulder, CO80309-0392, USA
http://www.xtec.es/recursos/astronom/moon/canupe.htm
Abstract
A formação da Lua é ainda um problema em aberto. Uma hipótese possível é a formação de um disco de acreção
O texto
Muitos modelos têm sido propostos para a formação da Lua, mas ninguém conseguiu demonstrar satisfatoriamente a formação. O popular "Impacto Gigante" (Big Splash), afirma um cenário que um proto-planeta do tamanho de Marte atingiu a proto-Terra [Nota 2] e gerou um disco de detritos circunterrestrial partir do qual acresceu-se a Lua. Este cenário foi favorecido, pois pode bem ter em conta para as características dinâmicas e geoquímicas da Lua (o grande momento angular do sistema Terra-Lua, o esgotamento dos voláteis e ferro). Muitas simulações hidrodinâmicas (um método de partículas "suavizadas", derivadas) modelaram o processo de impacto. Calculou-se o impacto entre dois grandes protoplanetas, com núcleos de ferro e mantos de silicato e acompanhou-se a evolução orbital dos escombros após o impacto em curto espaço de tempo (~ alguns períodos orbitais). Verificou-se que um impacto de um corpo do tamanho de Marte geralmente resulta na formação de um disco circunterrestrial ao invés da formação direta de um amontoado de escombros. (Esta tendência é mais evidente nas simulações recentes.) A massa do disco é geralmente menor do que 2,5 ML, onde ML é a massa lunar atual (= 0,0123 MT; sendo MT a massa da Terra). A maior parte do material do disco é distribuído perto ou no interior do raio R do limite de Roche (~ 2,9 Re, onde Re é o raio da Terra) se o momento angular do impacto é de 1-2 MASTL, onde MASTL é o momento angular do atual sistema Terra-Lua. Dentro e próximo do limite de Roche a força das marés da Terra inibe o crescimento acrecional.
O cálculo do acréscimo publicado somente é Canup Esposito e com uma abordagem dinâmica de gás. Eles aproximaram partículas disco como partículas em uma caixa e acompanhou a evolução da função de distribuição em massa em diversas regiões do disco, a evolução da velocidade de modelagem, incorporação, e repercussão das partículas do disco. Eles mostraram que, em geral, muitas luas pequenas são formadas inicialmente ao invés de uma única grande lua e concluiu que a maneira mais simples para formar a Lua. O presente porte é iniciado com pelo menos uma massa de material lunar fora do limite de Roche. No entanto, nos cálculos de gás dinâmico, é difícil incluir os efeitos não-locais, tais como a migração radial do material do disco e interação global entre luas que se formaram e do disco. A importância da difusão radial para fora do limite de Roche tem sido apontado por argumentação analítica.
Aqui nós realizamos simulações direta de N-corpos, que inclui automaticamente os efeitos não-locais, para investigar os processos de acreção global lunar. A sequência de acreção da Lua a partir de um disco gerado por impacto pode ser o adiante apresentado. Inicialmente, o disco seria provavelmente uma atmosfera de vapor de silicato quente na forma de toroide. Partículas sólidas condensam devido ao resfriamento do disco, possivelmente depois de alguma migração radial. Após as colisões e fragmentação das partículas úmidas que inicialmente apresentam grandes excentricidades e inclinações da órbita das partículas em valores moderados, em alguns períodos orbitais. Nossas simulações começam a partir desta fase e acompanham a evolução colisional de uma lua. Em uma escala de tempo maior, uma lua formada de migração gradual com interação das marés com a Terra, com restos de varredura. Não perseguimos uma evolução temporal tão longa aqui.
Apresentamos os resultados de 27 simulações com diferentes condições iniciais do disco. Descobrimos que uma única grande lua, em vez de múltiplas luas, é geralmente formada a uma distância similar do proto-Terra em 100-1000 períodos orbitais (~ de um mês a um ano). Descobrimos também que a massa da lua final é principalmente determinada por uma simples função da massa total inicial e do momento angular do disco. Para estimar a massa da lua final, nós não precisamos saber os detalhes da massa inicial, tamanho e distribuição de velocidade das partículas do disco. A massa da lua prevista a partir dos discos obtidos pelas simulações do impacto anterior pode ser tão grande quanto a massa lunar presente em alguns casos. No entanto, não podemos tirar uma conclusão definitiva no momento, uma vez que as simulações do impacto anterior não forneceram dados suficientes sobre os momentos do disco angular. Melhor simulações são necessárias para fornecer a massa total e o momento angular do disco. A combinação das mais refinadas simulações de impacto de N-corpos seria esclarecedora de se um impacto gigante poderia realmente ter produzido a Lua ou não.
cont...
Nota 2 : Sendo a Lua hoje de massa menor que Marte, e a soma da Terra e da Lua sendo praticamente a mesma que a do planeta que colidiu com a maior massa que viria a se tornar nossa Terra, é inadequado chamar este corpo maior inicial de "Terra", pois, disto, conclui-se que sua massa deva ter sido menor que a da atual Terra. Portanto, devemos chamá-la de "proto-Terra". Noutras palavras, a proto-Terra acreceu massa, e os resíduos destas fusão formaram a Lua, e os dois corpos, nesta colisão, mudaram de composição, passando o nosso planeta a ter um núcleo de ferro mais pesado, restando a Lua um aproveitamento maior dos "mantos" dos dois corpos, sendo em maior parte formada de silicatos.
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