domingo, 8 de dezembro de 2013

A ORIGEM DO PLANETA TERRA - Documentos completos

A origem do planeta terra - documentário COMPLETO

Theia

Ilustração de Theia ao colidir com a Terra

Nota: Se procura a titânide, veja Teia (mitologia).

Se procura o rei dos Ostrogodos, veja Teia (rei).

Theia é o nome dado ao planeta que, de acordo com a teoria do Big Splash, colidiu com a Terra num impacto que deu origem à Lua. Segundo esta hipótese, Theia formou-se por acreção planetária dentro da mesma órbita da Terra, mas a 150 milhões de quilómetros, no ponto lagrangiano L4. Theia permaneceu fixa nesta posição em harmonia com a Terra durante cerca de 20 a 30 milhões de anos. No entanto, à medida que o planeta crescia, as suas forças gravitacionais impeliam Theia para fora de L4.

Durante algum tempo o planeta descreveu uma órbita cíclica em ferradura, saindo de L4, mas logo puxado para trás pela força de Coriolis. A cada novo ciclo, Theia ganhava mais velocidade e alcançava uma distância maior de L4.

Finalmente, já depois de ter desenvolvido estratificação interna, Theia adquiriu massa e dimensão semelhante a Marte, suficiente para escapar de L4 e entrou numa órbita caótica. A colisão com a Terra tornou-se inevitável, visto que ambos os planetas ocupavam a mesma órbita. Quando Theia chocou com a Terra a uma velocidade de 40 mil quilómetros por hora, o impacto foi suficiente para vaporizar o planeta. Parte substancial do seu núcleo ferroso afundou na Terra e integrou o núcleo terrestre. O restante material foi projectado para o espaço. A acreção dos destroços deu origem à Lua.

Animações

Animação mostrando a criação da lua através de uma colisão entre a Terra e Theia.

Outra animação mostrando a criação da lua através de uma colisão entre a Terra e Theia.

Referências

The Daily Galaxy Portal do Astrónomo

Hipótese do grande impacto

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

(Redirecionado de Big Splash)

A ilustração da hipótese do impacto gigante, acredita-se ter formado pela Lua.

A Hipótese do grande impacto (em inglês Giant impact hypothesis ou Big Splash) é uma hipótese astronómica que postula a formação da Lua através do impacto de um planeta com aproximadamente o tamanho de Marte, conhecido como Theia, com a Terra.¹ A teoria foi proposta pela primeira vez em 1975 por investigadores do Instituto de Ciências Planetárias de Tucson e do Instituto Harvard-Smithsonian de Astrofísica. Desde então diversos trabalhos de modelação numérica têm vindo a detalhar esta ideia, que é actualmente considerada consensual na comunidade científica.

Lua

Ver artigo principal: Lua

A Lua é o único satélite natural da Terra e tem várias características em comum e contrárias ao nosso planeta, postas em evidência depois da investigação das amostras recolhidas pelas missões Apollo. Por um lado, a composição dos isótopos estáveis das rochas lunares de oxigénio é idêntica à assinatura característica da Terra e bastante diferentes de outros objetos siderais. Isto sugere que a Lua, ou o seu precursor, tenha tido origem na mesma distância do Sol que a Terra, à data da formação do sistema solar.

Esta descoberta pôs de parte teorias mais antigas que sugeriam a Lua como um objeto capturado pela órbita da Terra, visto que se fosse esse o caso, a Lua teria composições isotópicas distintas. A Terra é formada por um núcleo interior de ferro e níquel, um manto composto por rochas silicatadas e a crosta terrestre constituída essencialmente por granito e basalto. O núcleo ferroso representa cerca de trinta por cento da massa da Terra. Pelo contrário, a Lua é composta essencialmente por rochas silicadas equivalentes à do manto da Terra e tem um núcleo ferroso mínimo, que compõe cerca de 8 por cento da sua massa. Esta disparidade impede que a Lua tenha sido formada por acrecção tal como a Terra, pois se tal tivesse sucedido, a proporção de ferro seria semelhante nos dois astros.

Qualquer tentativa de explicação para a formação da Lua tem que ter em conta estas duas características: a composição isotópica e a proporção do núcleo de Ferro. A hipótese do Big Splash consegue harmonizar estas duas perspectivas, mas levanta outra série de problemas: o que é que colidiu com a Terra para formar a Lua, e de onde surgiu este corpo?

Theia

Ver artigo principal: Theia

De acordo com a composição isotópica da Lua, o objecto que colidiu com a Terra, denominado Theia (Halliday 2000; Hartmann and Davies 1975, Cameron and Ward 1976 and Cameron 1984) deve ter tido origem dentro da órbita terrestre. Inicialmente pensava-se que a força gravítica da Terra agregou todo o material ao seu alcance para formar o planeta. No entanto, conforme sugerido em 1772 pelo matemático Lagrange, existem cinco pontos na órbita da Terra nos quais os efeitos da gravidade do planeta se anulam em relação ao Sol. Dois dos pontos de Lagrange – L4 e L5 – são considerados estáveis uma vez que qualquer material que lá se encontre só pode ser libertado por colisão ou qualquer outro evento catastrófico. L4 e L5, situados a 150 milhões de quilómetros da Terra, são, portanto, zonas com potencial para permitir acrecção planetária em competição com a Terra. Foi em L4 que se pensa que Theia se terá começado a formar há 4,5 bilhões de anos atrás, no Hadeano.

Com o decurso da acrecção, Theia aumentou progressivamente de tamanho, atingindo uma dimensão comparável à de Marte. Este crescimento tornou instável a sua posição em L4, a partir de 20 a 30 milhões de anos do seu aparecimento. Nesta altura, a força gravitacional impulsionava Theia para fora do ponto lagrangiano, ao mesmo tempo que a força de Coriolis puxava o planeta de volta para a origem (o tratamento mais preciso do problema é feito no contexto do problema dos três corpos da Mecânica celeste). Esta combinação de forças levou ao desenvolvimento de uma órbita cíclica em ferradura: Theia adquiria velocidade e escapava de L4 até um determinado ponto, sendo depois puxada de volta. Num novo ciclo, o planeta adquiria velocidade e alcançava um ponto mais distante até a força de Coriolis ganhar o balanço de novo. Esta órbita em ferradura, ilustrada na figura do meio, continuou até Theia adquirir massa suficiente para escapar de vez a L4.

Big Splash – a formação da Lua

Enquanto Theia se encontrava presa nesta órbita cíclica, a Terra teve tempo para se diferenciar na estrutura de núcleo e manto que actualmente exibe. A crosta era apenas incipiente, visto que a superfície estava ainda quente demais para permitir a formação de massas continentais. Theia também deve ter desenvolvido alguma estratificação durante a sua estadia em L4.

Animação mostrando a criação da lua através de uma colisão entre a Terra e Téia.

Quando Theia cresceu o suficiente para escapar do ponto lagrangiano entrou numa órbita instável e a colisão com a Terra tornou-se inevitável, visto que ambos os planetas ocupavam a mesma órbita. Os investigadores acreditam que o impacto – o Big Splash – possa ter acontecido escassas centenas de anos após o escape definitivo. A colisão não foi frontal, mas sim de lado, e ocorreu a uma velocidade de 40,000 quilómetros por hora. Parte substancial do núcleo de Theia afundou-se na Terra e o seu material incorporou o núcleo terrestre. O resto do planeta e parte da zona superficial da Terra foram projetados para o espaço. O que sobrava do núcleo estabilizou a cerca de 22.000 km da Terra apenas 27 horas depois do impacto, segundo a modelação utilizada pelos cientistas, num precursor do que seria a Lua.

Depois do Big Splash, o material resultante do impacto foi acreccionado às sobras do núcleo de Theia e pouco a pouco a Lua como satélite adquiriu consistência. As forças de maré fizeram (e continuam fazendo) a Lua se afastar da Terra, sendo a distância média atual de 385.000 km. Calcula-se que cerca de 90 por cento do seu material seja originário dos destroços do planeta Theia. O Big Splash explica as duas características da Lua que mais têm intrigado os cientistas: a Lua tem a mesma composição isotópica das rochas da Terra porque o seu precursor (Theia) se desenvolveu na mesma distância relativa do Sol;² tem uma proporção de núcleo ferroso bastante inferior porque a parte principal do núcleo de Theia afundou na Terra na altura da colisão.

Esta teoria encontra hoje em dia bastante aceitação dentro da comunidade científica embora persistam no entanto algumas dúvidas e pontos por esclarecer. Um dos principais problemas é a posição e existência dos pontos lagrangianos na época do Big Splash, que pode ser afetada pelas condições do sistema solar há 4,5 bilhões de anos, que não são conhecidas na sua totalidade.

Referências

Where Did The Moon vem?Edward Belbruno, J. Richard Gott III (Princeton)

(Apresentada em 19 de Maio de 2004 ( v1) , última revisão 05 de janeiro de 2005 ( esta versão , v2) )

A teoria padrão atual da origem da Lua é de que a Terra foi atingida por um pêndulo gigante do tamanho de Marte causando ejeção de ferro pobre pêndulo detritos manto que se uniram para formar a lua. Mas de onde veio este pêndulo do tamanho de Marte vem? Evidências isotópicas sugerem que ele veio de raio 1AU nas simulações nebulosa e computador solares são consistentes com ele se aproximando da Terra em uma trajetória parabólica de energia zero .

Mas como poderia uma tal forma grande objeto no disco de planetesimais em 1AU sem colidir com a Terra no início , antes de ter a chance de crescer grande ou antes do seu ou núcleo de ferro da Terra se formou ? Propomos que o pêndulo gigante poderia ter se formado em uma órbita estável entre os detritos em L4 da Terra Lagrange ponto (ou L5) . Mostramos tal configuração é estável, mesmo que por um pêndulo do tamanho de Marte .

Poderia crescer gradualmente por acreção em L4 (ou L5) , mas as interações gravitacionais , eventualmente, com outros planetesimais crescimento poderia chutá-la para fora em uma órbita rastejando caótico que mostramos provavelmente fazer com que ele atingisse a Terra em uma trajetória parabólica de energia zero . Este artigo argumenta que este cenário é possível e deve ser mais estudado. (Tradução Google)

Formação da Lua

Factos

Modelo da estrutura interna da Lua. Crédito: C. Hamilton

A Lua é o segundo objecto mais brilhante nos céus. As suas dimensões (diâmetro 3474 km - maior que Plutão), e composição (densidade 3.34 g/cm3 - da mesma ordem que Marte) principalmente se comparadas com as da Terra, permitem-nos considerá-la um planeta telúrico. A tabela 1 mostra a comparação da composição química da Lua com a da Terra. Na Tabela 2 podem ser encontrados outros dados de interesse.

Introdução

A Lua é o único planeta que tem uma influência directa sobre a Terra, sensível à escala humana. De facto, como se sabe, as marés são provocadas pela atracção da Lua sobre os oceanos; menos conhecido é que a Terra sólida também sofre o efeito de maré, com variações de altura que atingem dezenas de centímetros. A interacção gravitacional Terra-Lua tem outras consequências interessantes: o efeito de maré atrasa a rotação da Terra cerca de 1,5 mili-segundos por cada 100 anos e afasta a Lua da Terra cerca de 3,8 cm por ano; além disso, é esta interacção gravitacional a responsável por a rotação da Lua ser síncrona com a sua translação. Este facto tem como consequência vermos sempre a mesma face do nosso satélite. Na verdade, os complexos efeitos gravitacionais levam a que a Lua oscile um pouco na sua órbita (movimento de libração), o que nos permite ver cerca de 53% da sua superfície ao longo do ano (mais do que a metade).

Há dois tipos de terrenos predominantes: as “Terras Altas”, muito antigas (da ordem dos 4500 Ma [4.5 Ga]) e muito craterizadas, e os “Maria” (mares), mais jovens (da ordem dos 3000 Ma [3.0 Ga] ou ainda mais novos), que correspondem a enormes crateras de impacto, posteriormente preenchidas por escoadas de lavas basálticas. Note-se que as rochas terrestres com mais de 3.0 Ga são muito raras, pelo que a Lua nos dá informações preciosas sobre a história geológica do Sistema Solar.

Os maria são quase inexistentes no lado escondido da Lua. Isto deve-se provavelmente ao efeito gravitacional da Terra e à espessura da crosta no lado escondido da Lua ser superior ao lado visível, o que fez do lado próximo da Lua a localização preferencial para as erupções vulcânicas. A maior cratera do Sistema Solar é Aitken, junto ao pólo sul lunar, com 2250 km de diâmetro e 12 km de profundidade.

Tal como na Terra, a estrutura interna da Lua não é uniforme. A crosta, de composição essencialmente anortosítica, pode ter espessuras entre os cerca de 107 km, a norte da cratera Korolev no lado escondido, até ser quase inexistente sob o Mare Crisium. Segue-se o manto que, ao contrário do da Terra, é quase completamente sólido, e o núcleo metálico, com cerca de 680 km de diâmetro.

Missões

A proximidade da Lua à Terra (em média 384 400 km) fez com que fosse o primeiro alvo da exploração planetária. Foi o primeiro objecto extraterrestre onde pousou uma sonda (a sonda soviética Luna 2, em 1959) e, claro, o único a ter sido visitado por seres humanos (Apollo 11, em 1969, e mais cinco missões Apollo, até 1972 e três missões Luna até 1976, Tabela 3). Foi também o único objecto extraterrestre onde se colheram amostras de solos e rochas (um total de 382 kg), depois trazidas para a Terra para análise, onde, 30 anos depois, continuam a ser estudadas. Existem também amostras lunares colhidas na Terra. Trata-se dos meteoritos lunares, rochas arrancadas aquando de grandes impactos na Lua, tal como acontece com Marte. Estes meteoritos tem sido encontrados nos desertos quentes (Saara e Península Arábica) e frios (Antárctida) pois e mais fácil de detectar a existência deste tipo de material devido a pouca, se nenhuma, transformação da superfície pelos Humanos. Existem, de momento, cerca de 27 meteoritos diferentes (Tabela 4), apesar do número de pedras lunares encontradas ser superior (cerca de 51). O que sucede é que inicialmente algumas destas pedras faziam parte do mesmo meteoro que se partiu durante a entrada na atmosfera e queda na superfície da Terra.

Lado visivel da Lua. Imagem de http://www.lpi.usra.edu/research/cla/info/y842

Formação

Até recentemente, havia três teorias para a formação da Lua:

co-acreção, que propunha que a Lua se formou ao mesmo tempo que a Terra a partir da Nebulosa Proto-planetária Solar;
fissão, propunha que o material que forma a Lua se separou de uma Terra ainda em fusão por efeito da rotação;

captura, propunha que a Lua era um pequeno planeta capturado pelo campo gravitacional da Terra.

Imagens obtidas por modelo computacional do impacto e formação da Lua. Crédito: Cameron

Representação artística do momento de impacto da Terra e de 'Theia'.Crédito: William Hartmann

Com os dados obtidos pela análise das rochas lunares, uma nova teoria foi desenvolvida e que é geralmente a mais aceite: a do impacto; esta teoria parte da ideia que a Terra chocou com um objecto pelo menos tão grande como Marte (designado por “Theia”, Halliday [2000]; Hartmann and Davies [1975], Cameron and Ward [1976] and Cameron [1984]) e a Lua formou-se a partir do material então resultante dessa colisão, como se pode ver nas figuras. Neste evento, o planetesimal que atingiu a Terra,atingiu-a tangencialmente no inicio da formação do Sistema Solar, aproximadamente 50 Ma após a sua formação (Halliday, 2000) há cerca de 4500 Ma (4.5 Ga). Esta ideia baseia-se na evidência da similaridade da composição de isótopos de oxigénio entre a Terra e a Lua (Clayton and Mayeda, 1975), a qual sugere que a Terra e a Lua ter-se-ão formado a partir da acreção de material original semelhante. Este evento ocorreu no período em que os planetas terrestres (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte) estavam a ser formados ao longo do disco proto-planetário. Nessa área do Sistema Solar houve um período contínuo de colisões entre objectos, durante o período de crescimento por acreção do material, em que os proto-planetas ficavam cada vez com maior tamanho, formando o interior do sistema solar a uma distância de 0.5 a 1.5 AU.

Nos últimos 30 anos, vários investigadores (ex. Goldreich and Ward [1973], Gaffey [1990], Cuzzi et al. [1993] and Canup and Agnor [1998]) têm sugerido que este período de acreção ocorreu em três partes:

O sistema começou inicialmente com grãos de pó envolvidos numa nébula rica em gás e termina com a formação de corpos, denominados planetésimos, com diâmetros de poucos kms.
Durante o período seguinte, os planetésimos aumentaram de tamanho devido à continuação de colisões (Greenberg et al. [1978], Wetherill and Stewart [1989 and 1993], Wetherill [1990 and 1992] and Weidenschilling et al. [1997]). Este período durou, possivelmente, 100 mil a 1 milhão de anos, finalizando com corpos de tamanho semelhante ao da Lua e denominados de embriões-planetários.

O período final é caracterizado por perturbações gravitacionais mútuas entre embriões-planetários que resultou em grandes impactos e na formação dos planetas terrestres depois de ~100 milhões de anos.

O período curto que separa o início da formação do Sistema Solar e o impacto que resultou na formação da Lua, sugerido pelo modelo computacional de Canup and Agnor (1998 and 2000) , que mostra rápida acreção, requer que a Lua inicialmente tenha ficado total ou parcialmente fundida. Estudos anteriores por Taylor (1982) tinham sugerido a existência de uma crosta feldspática primordial a qual se tinha formado devido a cristalização fraccionada e diferenciação do chamado “oceano magmático lunar” (“lunar magma ocean” [LMO]) o qual cobria o planeta por inteiro. No fundo do LMO, uma camada complementar de composição ultramáfica a dunítica (rica em minerais com elevado teor de Fe e Mg - olivinas e piroxinas) que mais tarde seria a região de onde se originariam os basaltos dos maria.

Tabela 1 - Comparação das composições químicas da Terra e da Lua.
Oxido	Terra (wt%)	Lua (wt%)
SiO₂	49.9	43.5
TiO₂	0.16	0.3
Al₂O₃	3.64	6.0
FeO	8.0	13.0
MgO	35.1	32.0
CaO	2.89	4.5
Na₂O	0.34	0.09
K₂O	0.02	0.01

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Tabela 1 - Comparação das composições químicas da Terra e da Lua.

Oxido          Terra
         (wt%)                             Lua
                                             (wt%)

SiO2 ..............         49.9           43.5
TiO2 ..............    0.16      0.3
Al2O3 ............ 3.64 6.0
FeO ...............           8.0           13.0
MgO .............          35.1       32.0
CaO ............... 2.89             4.5
Na2O..............         0.34             0.09
K2O ..............    0.02             0.01

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Formação da Lua

Factos



	Modelo da estrutura interna da Lua. Crédito: C. Hamilton

A Lua é o segundo objecto mais brilhante nos céus. As suas dimensões (diâmetro 3474 km - maior que Plutão), e composição (densidade 3.34 g/cm3 - da mesma ordem que Marte) principalmente se comparadas com as da Terra, permitem-nos considerá-la um planeta telúrico. A tabela 1 mostra a comparação da composição química da Lua com a da Terra. Na Tabela 2 podem ser encontrados outros dados de interesse.

Introdução

A Lua é o único planeta que tem uma influência directa sobre a Terra, sensível à escala humana. De facto, como se sabe, as marés são provocadas pela atracção da Lua sobre os oceanos; menos conhecido é que a Terra sólida também sofre o efeito de maré, com variações de altura que atingem dezenas de centímetros. A interacção gravitacional Terra-Lua tem outras consequências interessantes: o efeito de maré atrasa a rotação da Terra cerca de 1,5 mili-segundos por cada 100 anos e afasta a Lua da Terra cerca de 3,8 cm por ano; além disso, é esta interacção gravitacional a responsável por a rotação da Lua ser síncrona com a sua translação. Este facto tem como consequência vermos sempre a mesma face do nosso satélite. Na verdade, os complexos efeitos gravitacionais levam a que a Lua oscile um pouco na sua órbita (movimento de libração), o que nos permite ver cerca de 53% da sua superfície ao longo do ano (mais do que a metade).

Há dois tipos de terrenos predominantes: as “Terras Altas”, muito antigas (da ordem dos 4500 Ma [4.5 Ga]) e muito craterizadas, e os “Maria” (mares), mais jovens (da ordem dos 3000 Ma [3.0 Ga] ou ainda mais novos), que correspondem a enormes crateras de impacto, posteriormente preenchidas por escoadas de lavas basálticas. Note-se que as rochas terrestres com mais de 3.0 Ga são muito raras, pelo que a Lua nos dá informações preciosas sobre a história geológica do Sistema Solar.

Os maria são quase inexistentes no lado escondido da Lua. Isto deve-se provavelmente ao efeito gravitacional da Terra e à espessura da crosta no lado escondido da Lua ser superior ao lado visível, o que fez do lado próximo da Lua a localização preferencial para as erupções vulcânicas. A maior cratera do Sistema Solar é Aitken, junto ao pólo sul lunar, com 2250 km de diâmetro e 12 km de profundidade.

Tal como na Terra, a estrutura interna da Lua não é uniforme. A crosta, de composição essencialmente anortosítica, pode ter espessuras entre os cerca de 107 km, a norte da cratera Korolev no lado escondido, até ser quase inexistente sob o Mare Crisium. Segue-se o manto que, ao contrário do da Terra, é quase completamente sólido, e o núcleo metálico, com cerca de 680 km de diâmetro.

Missões

A proximidade da Lua à Terra (em média 384 400 km) fez com que fosse o primeiro alvo da exploração planetária. Foi o primeiro objecto extraterrestre onde pousou uma sonda (a sonda soviética Luna 2, em 1959) e, claro, o único a ter sido visitado por seres humanos (Apollo 11, em 1969, e mais cinco missões Apollo, até 1972 e três missões Luna até 1976, Tabela 3). Foi também o único objecto extraterrestre onde se colheram amostras de solos e rochas (um total de 382 kg), depois trazidas para a Terra para análise, onde, 30 anos depois, continuam a ser estudadas. Existem também amostras lunares colhidas na Terra. Trata-se dos meteoritos lunares, rochas arrancadas aquando de grandes impactos na Lua, tal como acontece com Marte. Estes meteoritos tem sido encontrados nos desertos quentes (Saara e Península Arábica) e frios (Antárctida) pois e mais fácil de detectar a existência deste tipo de material devido a pouca, se nenhuma, transformação da superfície pelos Humanos. Existem, de momento, cerca de 27 meteoritos diferentes (Tabela 4), apesar do número de pedras lunares encontradas ser superior (cerca de 51). O que sucede é que inicialmente algumas destas pedras faziam parte do mesmo meteoro que se partiu durante a entrada na atmosfera e queda na superfície da Terra.

Lado visivel da Lua. Imagem de http://www.lpi.usra.edu/research/cla/info/y842

Formação

Até recentemente, havia três teorias para a formação da Lua:

co-acreção, que propunha que a Lua se formou ao mesmo tempo que a Terra a partir da Nebulosa Proto-planetária Solar;
fissão, propunha que o material que forma a Lua se separou de uma Terra ainda em fusão por efeito da rotação;
captura, propunha que a Lua era um pequeno planeta capturado pelo campo gravitacional da Terra.

Imagens obtidas por modelo computacional do impacto e formação da Lua. Crédito: Cameron



Representação artística do momento de impacto da Terra e de 'Theia'. Crédito: William Hartmann

Com os dados obtidos pela análise das rochas lunares, uma nova teoria foi desenvolvida e que é geralmente a mais aceite: a do impacto; esta teoria parte da ideia que a Terra chocou com um objecto pelo menos tão grande como Marte (designado por “Theia”, Halliday [2000]; Hartmann and Davies [1975], Cameron and Ward [1976] and Cameron [1984]) e a Lua formou-se a partir do material então resultante dessa colisão, como se pode ver nas figuras. Neste evento, o planetesimal que atingiu a Terra,atingiu-a tangencialmente no inicio da formação do Sistema Solar, aproximadamente 50 Ma após a sua formação (Halliday, 2000) há cerca de 4500 Ma (4.5 Ga). Esta ideia baseia-se na evidência da similaridade da composição de isótopos de oxigénio entre a Terra e a Lua (Clayton and Mayeda, 1975), a qual sugere que a Terra e a Lua ter-se-ão formado a partir da acreção de material original semelhante. Este evento ocorreu no período em que os planetas terrestres (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte) estavam a ser formados ao longo do disco proto-planetário. Nessa área do Sistema Solar houve um período contínuo de colisões entre objectos, durante o período de crescimento por acreção do material, em que os proto-planetas ficavam cada vez com maior tamanho, formando o interior do sistema solar a uma distância de 0.5 a 1.5 AU.

Nos últimos 30 anos, vários investigadores (ex. Goldreich and Ward [1973], Gaffey [1990], Cuzzi et al. [1993] and Canup and Agnor [1998]) têm sugerido que este período de acreção ocorreu em três partes:

O sistema começou inicialmente com grãos de pó envolvidos numa nébula rica em gás e termina com a formação de corpos, denominados planetésimos, com diâmetros de poucos kms.
Durante o período seguinte, os planetésimos aumentaram de tamanho devido à continuação de colisões (Greenberg et al. [1978], Wetherill and Stewart [1989 and 1993], Wetherill [1990 and 1992] and Weidenschilling et al. [1997]). Este período durou, possivelmente, 100 mil a 1 milhão de anos, finalizando com corpos de tamanho semelhante ao da Lua e denominados de embriões-planetários.
O período final é caracterizado por perturbações gravitacionais mútuas entre embriões-planetários que resultou em grandes impactos e na formação dos planetas terrestres depois de ~100 milhões de anos.

O período curto que separa o início da formação do Sistema Solar e o impacto que resultou na formação da Lua, sugerido pelo modelo computacional de Canup and Agnor (1998 and 2000) , que mostra rápida acreção, requer que a Lua inicialmente tenha ficado total ou parcialmente fundida. Estudos anteriores por Taylor (1982) tinham sugerido a existência de uma crosta feldspática primordial a qual se tinha formado devido a cristalização fraccionada e diferenciação do chamado “oceano magmático lunar” (“lunar magma ocean” [LMO]) o qual cobria o planeta por inteiro. No fundo do LMO, uma camada complementar de composição ultramáfica a dunítica (rica em minerais com elevado teor de Fe e Mg - olivinas e piroxinas) que mais tarde seria a região de onde se originariam os basaltos dos maria.

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