Última atualização 12 de agosto de 2025

As Origens da Lua: Do Caos à sua Formação

O Enigma das Origens Lunares

Durante séculos, a origem da Lua permaneceu um mistério profundo. As primeiras teorias incluíam a captura gravitacional, a co-formação com a Terra e até mesmo a fissão terrestre. No entanto, a análise das amostras lunares trazidas pelas missões Apollo revolucionou nossa compreensão, levando à hipótese dominante hoje: o impacto gigante com Theia.

Hipóteses sobre a origem da Lua antes das missões Apollo
Hipótese	Período	Principais Argumentos	Principais Problemas	Principais Defensores
Fissão Terrestre	1878-1960	Similaridade composicional suposta Explicação da Bacia do Pacífico Compatibilidade com o momento angular	Rotação inicial da Terra muito rápida necessária Mecanismo de fissão pouco crível Bacia do Pacífico muito jovem geologicamente	George Darwin (filho de Charles Darwin), Harold Jeffreys
Captura Gravitacional	1909-1969	Permite uma composição diferente Explica a inclinação orbital	Probabilidade dinâmica extremamente baixa Requer uma frenagem atmosférica improvável Incompatível com a similaridade isotópica revelada posteriormente	Thomas Jefferson Jackson See, Gordon MacDonald
Co-formação (Acreção Binária)	1940-1969	Processo natural no modelo nebular Análogos observados em outros sistemas	Não explica a baixa densidade lunar Difícil de justificar o momento angular atual Composição muito diferente da esperada	Carl Friedrich von Weizsäcker, Gerard Kuiper
Precipitação (Condensação)	1960-1969	Modelo simples de formação rápida Compatibilidade com certos modelos térmicos	Incapaz de explicar as diferenças composicionais Problemas com a distribuição dos elementos voláteis	Harold Urey

Fonte: Arquivos Históricos da NASA, Journal for the History of Astronomy (2004), Annual Review of Earth and Planetary Sciences (1975)

A Hipótese do Impacto Gigante

De acordo com esta teoria, há cerca de 4,5 bilhões de anos, um corpo celeste do tamanho de Marte, chamado Theia, colidiu com a proto-Terra. Este impacto cataclísmico vaporizou parte do manto terrestre e ejetou detritos em órbita. Em apenas alguns séculos, esses detritos se agregaram para formar nossa Lua.

Evidências Geoquímicas do Impacto Gigante

Análises isotópicas revelam uma notável semelhança entre a composição da Lua e a do manto terrestre, particularmente para os isótopos de oxigênio (\(^{16}O\), \(^{17}O\), \(^{18}O\)). Esta semelhança sugere fortemente uma origem comum, apoiando a hipótese do impacto.

Tabela de Evidências da Hipótese do Impacto Gigante
Tipo de Evidência	Observação	Interpretação	Implicações para o Impacto	Referências Chave
Isótopos de Oxigênio	Δ¹⁷O idêntico a ±0.016‰ entre Terra e Lua	Mesmo reservatório de origem para os materiais	Theia e a proto-Terra deviam ter composições isotópicas similares	Wiechert et al. (2001), Science
Elementos Siderófilos	Déficit de elementos siderófilos (Ni, Co, W) no manto lunar	Esgotamento devido ao núcleo metálico de Theia	A Lua se formou principalmente a partir do manto do impactador e da Terra	Ringwood (1979), EPSL
Voláteis	Empobrecimento marcado em K, Na, Pb em comparação com a Terra	Evaporação durante o impacto de alta energia	Temperaturas >2000K necessárias durante a acreção	Day & Moynier (2014), Phil. Trans.
Relações Fe/Mn	Fe/Mn ∼70 idêntico em basaltos lunares e terrestres	Mesmo processo de formação do manto	Fonte comum para os materiais do manto	Drake et al. (1989), GCA
Isótopos de Titânio	ε⁵⁰Ti idêntico a ±0.05 ε-unidades	Mistura completa dos reservatórios após o impacto	Homogeneização eficiente do disco de acreção	Zhang et al. (2012), Nature
Isótopos de Tungstênio	Excesso de ¹⁸²W em rochas lunares (∼27 ppm)	Diferenciação precoce nos primeiros 60 milhões de anos	Formação rápida após o impacto gigante	Touboul et al. (2015), Nature
Relação Mg/Si	∼1.2 mais alta que em condritos	Enriquecimento em forsterita (Mg₂SiO₄)	Fusão parcial seletiva durante o impacto	Taylor & Jakes (1974), Proc. LSC

Fontes: Wiechert et al. (2001), Ringwood (1979), Day & Moynier (2014), Zhang et al. (2012), Touboul et al. (2015)

A Formação Esférica da Lua

Processo de Acreção

Após o impacto, os detritos ejetados entraram em órbita ao redor da Terra. Sob o efeito da gravidade, esses detritos começaram a se aglomerar para formar corpos cada vez maiores. Esse processo, chamado de acreção, eventualmente levou à formação da Lua.

N.B.:
A Lua provavelmente atingiu 90% de sua massa atual em menos de 100 anos, mas levou até 10 milhões de anos para esfriar completamente e adquirir sua estrutura interna definitiva.

Resfriamento e Diferenciação

Uma vez formada, a Lua estava inicialmente em um estado fundido devido à energia liberada durante o impacto e a acreção. Com o tempo, ela esfriou e passou por um processo de diferenciação, onde os materiais mais densos afundaram em direção ao centro para formar o núcleo, enquanto os materiais menos densos formaram a crosta.

Formação da Superfície Lunar

A superfície da Lua que observamos hoje é o resultado de bilhões de anos de evolução. As crateras, os mares lunares (ou "maria") e as montanhas são características que testemunham sua complexa história geológica. Os impactos de meteoritos, a atividade vulcânica e as forças de maré desempenharam um papel na formação da superfície lunar.

Cronologia da Formação

Tabela da cronologia da formação da Lua
Fase	Duração após o impacto	Evento chave
Disco de detritos	0-10 anos	Materiais em órbita caótica
Condensação	10-100 anos	Solidificação de vapores
Acreção	100-1000 anos	Formação dos primeiros planetesimais
Esferização	1000-10.000 anos	Equilíbrio gravitacional
Diferenciação	10.000-1M anos	Formação do manto e da crosta