ланета мала приблизно 90% нинішньої маси. Удар припав не по центру, а під кутом (майже по дотичній). В результаті більша частина речовини удар об'єкта та частина речовини земної мантії були викинуті на навколоземну орбіту. З цих уламків зібралася прото-Місяць і почала звертатися по орбіті з радіусом близько 60 000 км. Земля в результаті удару отримала різкий приріст швидкості обертання (один оборот за 5:00) і помітний нахил осі обертання.
Гіпотеза зіткнення в даний час вважається основною, оскільки вона добре пояснює всі відомі факти про хімічний склад і будову Місяця, а також і фізичні параметри системи Земля-Місяць. Спочатку великі сумніви викликала можливість такого вдалого зіткнення (косою удар, невисока відносна швидкість) такого великого тіла із Землею. Але потім було припущено, що Тейя сформувалася на орбіті Землі, в одній з точок Лагранжа lt;http://ru.wikipedia/wiki/%D0%A2%D0%BE%D1%87%D0%BA%D0%B8_%D0%9B%D0%B0%D0%B3%D1%80%D0%B0%D0%BD%D0%B6%D0%B0gt; системи Сонце-Земля. Такий сценарій добре пояснює і низьку швидкість зіткнення, і кут удару, і нинішню, майже точно кругову орбіту Землі.
Для пояснення дефіциту заліза на Місяці доводиться приймати допущення, що до часу зіткнення (4500000000 років тому) і на Землі, і на Тейе вже відбулася гравітаційна диференціація, тобто виділилося важке залізне ядро ??і утворилася легка силікатна мантія. Однозначних геологічних підтверджень цьому допущенню, не знайдено.
Якби Місяць так чи інакше виявилася на орбіті Землі в настільки далекий час і після цього не змінювалася істотних потрясінь, то на її поверхні за розрахунками нібито встиг би зібратися багатометровий шар осідає з космосу пилу lt;http://ru.wikipedia/wiki/%D0%90%D1%80%D0%B3%D1%83%D0%BC%D0%B5%D0%BD%D1%82_%D0%BB%D1%83%D0%BD%D0%BD%D0%BE%D0%B9_%D0%BF%D1%8B%D0%BB%D0%B8gt;, що не було підтверджено при посадках космічних апаратів на місячну поверхню.
.2 Рух Місяця
Місяць рухається навколо Землі із середньою швидкістю 1,02 км/сек по приблизно еліптичній орбіті в тім же напрямку, у якому рухається переважна більшість інших тіл Сонячної системи, тобто проти годинникової стрілки, селі дивитися на орбіту Місяця з боку Північного полюса світу. Велика піввісь орбіти Місяця, рівний середній відстані між центрами Землі і Місяця, складає 384 400 км (приблизно 60 земних радіусів). Внаслідок еліптичності орбіти і збурювань відстань до Місяця коливається між 356 400 і 406 800 км. Період обертання Місяця навколо Землі, так називаний сидеричний (зоряний) місяць дорівнює 27,32166 доби, але підданий невеликим коливанням і дуже малому віковому скороченню. Рух Місяця навколо Землі дуже складно, і його вивчення складає одну з найскладніших задач небесної механіки.
Еліптичний рух являє собою лише грубе наближення, на нього накладаються багато збурювань, обумовлені притяганням Сонця, планет і сплюснутостью Землі. Найголовніші з цих збурювань, чи нерівностей, минулого відкриті зі спостережень задовго до теоретичного висновку їх із закону всесвітнього тяжіння. Тяжіння Місяця Сонцем у 2,2 рази сильніше, ніж Землею, так що, строго кажучи, було б розглядати рух Місяця навколо Сонця і збурювання цього руху Землею. Однак, оскільки дослідника цікавить рух Місяця, яким воно видно з Землі, гравітаційна теорія, що розробляли багато найбільших учених, починаючи з И. Ньютона, розглядає рух Місяця саме навколо Землі. У 20 столітті користаються теорією американського математика Дж. Хілла, на основі якої американський астроном Е. Браун обчислив (1919) математичні, ряди і склав таблиці, що містять широту, довготу і паралакс Місяця. Аргументом служить час.
Площина орбіти Місяця нахилена до екліптики під кутом 5о843, підданим невеликим коливанням. Точки перетину орбіти з екліптикою, називаються висхідним і спадним вузлами, мають нерівномірний назадній рух і роблять повний оборот по екліптиці за 6 794 доби (близько 18 років), внаслідок чого Місяць повертається до тому самому вузла через інтервал часу - так званий драконівський місяць,- більш короткий, чим сидеричний і в середньому рівний 27.21222 доби, з цим місяцем зв'язана періодичність сонячних і місячних затемнень. Місяць обертається навколо осі, нахиленої до площини екліптики під кутом 88 ° 28 ', з періодом, точно рівним сидеричному місяцю, унаслідок чого вона повернена до Землі завжди однієї і тією ж стороною.
Такий збіг періодів осьового обертання й орбітального звертання не випадково, а викликано тертям припливів, що Земля робила у твердій чи ніколи рідкій оболонці Місяця. Однак сполучення рівномірного обертання з нерівномірним рухом по орбіті викликає невеликі періодичні відхилення від незмінного напрямку до Землі, що досягають 7 ° 54 по довготі, а нахил осі обертання Місяця до площини її орбіти обумовлює відхилення до 6 ° 50 по широті, унаслідок чого в різний час із Землі можна бачити до 59% всієї поверхні Місяця (хоча області біля країв місячного диска видні лише в сильному...
