Teoria del gran impacte
La teoria del gran impacte (en anglés Giant Impact Hypothesis, Big Whack o Big Splash) és la teoria científica més acceptada per a explicar la formació de la Lluna, que postula que es va originar com a resultat d'una colisió entre la jove Terra i un protoplaneta del tamany de Mart, que rep el nom de Tea (o Theia)o ocasionalment Orpheus o Orfeo. El nom de Theia prové de la mitologia grega, ya que Theia o Tea era la titánide mare de la deesa llunar Selene. La hipòtesis es va plantejar per primera volta en una conferència sobre satèlits en 1974 i després va ser publicada en la revista científica Icarus per William K. Hartmann i Donald R. Davis en 1975.
Tea
[editar | editar còdic]
Una de les hipòtesis planteja que Tea es va formar en un punt de Lagrange respecte a la Terra, és dir, aproximadament en la mateixa òrbita pero 60° per davant (L4) o per darrere (L5). Conforme a lo sugerit en l'any 1772 pel matemàtic Joseph-Louis de Lagrange, existixen cinc punts en l'òrbita terrestre en a on els efectes de la gravetat del planeta s'anulen en relació en els de el Sol. Dos dels punts de Lagrange (L4 i L5), situats a 150 millons de quilómetros de la Terra, són considerats estables i per tant són zones en potencial per a permetre l'acreció planetària en competició en la Terra. Va ser en el punt L4 a on es pensa que Tea va començar a formar-se en l'eón Hadeico.
Quan el protoplaneta Tea va créixer fins a un tamany comparable al de Mart, uns 20 o 30 millons d'anys despuix de la seua formació, cita requerida es va tornar massa massiu per a permanéixer de forma estable en una òrbita troyana. La força gravitacional va impulsar a Tea fora del punt de Lagrange que ocupava, al mateix temps que la força de Coriolis espentava al protoplaneta de regrés al mateix. Com a conseqüència d'això, la seua distància angular a la Terra va començar a fluctuar, fins que Tea va tindre massa suficient per a escapar de L4.
Formació de la Lluna
[editar | editar còdic]Mentres Tea es trobava atrapada en l'òrbita cíclica, la Terra va tindre temps per a estructurar-se en núcleu i mant, com hui en dia. Tea també podria haver desenrollat alguna estratificació durant el seu estadi en L4. Quan Tea va créixer lo suficient per a escapar del punt de Lagrange, va entrar en una òrbita caòtica i la colisió d'abdós planetes es va fer inevitable, ya que abdós planetes ocupaven la mateixa òrbita. Es pensa que l'impacte va poder haver ocorregut uns centenars d'anys despuix de l'escape definitiu. S'ha calculat que açò va ocórrer fa 4 533 millons d'anys. Es creu que Tea va impactar contra la Terra en un àngul oblicuo a una velocitat de 40 000 km/h, destruint-se a sí mateixa i expulsant la seua major part del mant i una fracció significativa del de la Terra cap a l'espai. El núcleu de Tea es va afonar dins del núcleu terrestre. Certs models mostren que la colisió entre abdós cossos va ser rasante i que Tea va quedar en una òrbita baixa, estant unida en la Terra per un pont de matèria. Posteriorment es va alluntar fins a varis diàmetros terrestres per a tornar a chocar en la Terra, destruint-se en l'acte. Les condicions existents en l'entorn terrestre despuix de l'impacte varen ser molt extremes, en el planeta fos en la seua totalitat i rodejat per una atmòsfera de roca vaporizada a 4000 °C que s'estenia fins a una distància de huit radis terrestres.
Les estimacions actuals basades en simulacions per ordenador de dit succés sugerixen que el 2% de la massa original de Tea va acabar formant un disc d'enrunes, la mitat del com es va fusionar per a formar la Lluna entre un i cent anys despuix de l'impacte. Independentment de la rotació i inclinament que tinguera la Terra abans de l'impacte, despuix d'est, el dia hauria tingut una duració aproximada de cinc hores i l'equador terrestre s'hauria desplaçat més prop del pla de l'òrbita llunar.
És possible, d'acort en diverses simulacions, que s'hagueren format dos satèlits a una distància de 20 000 quilómetros de la Terra. No obstant, la lluna interna acabaria colisionant de nou en el nostre planeta o chocant en l'atra 1 000 anys despuix de la seua formació. Esta última hipòtesis explicaria la diferència existent entre la cara visible de la Lluna i la seua cara amagada, proponent que la segona lluna hauria tingut un diàmetro aproximat de 1 200 quilómetros —més gran que el planeta nano Ceres— i que es trobaria en un dels punts de Lagrange de l'òrbita llunar de llavors, en el qual permaneixeria durant millons d'anys fins que la seua òrbita es va desestabilisar per a acabar colisionant en la major de les llunes en lo que hui és la cara amagada. Dita colisió s'hauria produït a una velocitat relativament baixa (2-3 km/s), de modo que l'objecte impactant no hauria format un cràter sino que, despuix de l'impacte, la seua destrucció hauria cobert en materials rocosos l'hemisferi alcançat.
Referències
[editar | editar còdic]- Este artícul conté una traducció derivada de «Teoría del gran impacto» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.