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El proceso que conduce a la formación del planeta terrestre sigue siendo elusivo. En una publicación anterior, hemos demostrado que, si la primera generación de planetesimales se forma en un anillo a ~1 UA y la densidad del disco de gas alcanza su máximo en la ubicación del anillo, los embriones planetarios de unas pocas masas marcianas pueden crecer y permanecer en el anillo. En este trabajo, extendemos nuestras simulaciones más allá de la etapa del disco de gas, cubriendo ~200 Myr y teniendo en cuenta la fase de inestabilidad de los planetas gigantes, que se supone ocurre en diferentes momentos. Aproximadamente la mitad de las simulaciones forman un par de análogos de Venus y Tierra y, de manera independiente, alrededor del 10% forma un análogo de Marte. Encontramos que el momento de la inestabilidad de los planetas gigantes afecta estadísticamente el estado de excitación del sistema terrestre y el momento de los últimos impactos gigantes. Por lo tanto, una inestabilidad tardía (~60 a 100 Myr después del nacimiento del Sistema Solar) es más consistente con un tiempo de formación de la Luna tardío, como sugieren los cronómetros radiactivos. Sin embargo, la masa de la capa tardía (LVM: masa acumulada después del último impacto gigante) de los planetas del tamaño de la Tierra que sufren un impacto gigante después de 80 My suele ser un orden de magnitud menor que el valor inferido de la geoquímica. Además, el déficit final de momento angular (AMD) de los planetas terrestres tiende a ser demasiado alto. Probamos el efecto en el AMD final de la generación de escombros durante las colisiones y encontramos que es demasiado pequeño para cambiar estas conclusiones. Argumentamos que el mejor de los escenarios es que el evento de formación de la Luna ocurrió entre 50 y 80 My, posiblemente justo después de la inestabilidad de los planetas gigantes.
Woo et al. (Mon,) estudiaron esta cuestión.