La Luna è l'unico satellite naturale conosciuto della Terra. Gli altri satelliti del Sistema Solare hanno masse trascurabili rispetto ai loro pianeti, mentre quella del nostro è 1/81 di quella terrestre. Anche i diametri della Terra e della Luna sono confrontabili: rispettivamente 12756 km e 3476 km. Per contro la densità media della Luna è di soli 3.344 g/cm³, da confrontare con i 5.52 g/cm³ della Terra. In ogni caso la Luna è un corpo di taglia planetaria. Capire l'evoluzione lunare significa comprendere –almeno in parte- l'evoluzione degli altri pianeti terrestri come Mercurio e Marte. Lungi dall'essere un corpo conosciuto in tutti i suoi aspetti, la Luna presenta ancora parecchi punti oscuri o poco chiari (ad esempio la dinamica della sua formazione), e merita indagini più approfondite.

 

Le terrae e i maria

Vista al telescopio l'emisfero visibile della Luna presenta due diverse tipologie di terreno: le pianure scure (maria), e le terre chiare o altopiani (terrae o highlands). L'albedo (o riflettività) dei maria lunari è compreso fra 0.05 e 0.1, mentre quello delle terrae è più elevato, oscillando fra 0.12 e 0.18. Il maggiore albedo delle terrae è dovuto al più alto contenuto in alluminio e scarsità di ferro rispetto ai maria.

Le terrae sono completamente saturate da crateri da impatto, anche di grandi dimensioni, e sono la parte più vecchia della crosta lunare. Il termine saturazione significa che la formazione di un nuovo cratere deve cancellare, almeno parzialmente, un cratere preesistente. Il tipo di roccia più importante delle terrae è la breccia, un aggregato di rocce tenute insieme da una matrice più fine, generata negli innumerevoli processi di craterizzazione da impatto. Le brecce possono essere formate da uno, due o più tipi diversi di roccia. Non sono rare brecce contenenti frammenti di brecce più antiche. L'età delle brecce da impatto delle terrae è stata determinata ricorrendo alla tecnica della datazione radioattiva. Il risultato è che l'età di tutti i campioni raccolti dalle missioni Apollo sono comprese fra 3.8 e 3.9 miliardi d'anni fa, un intervallo temporale che è meno del 3% della storia della Luna. Il problema di questo dato è capire se i campioni raccolti sono rappresentativi del gran numero di crateri da impatto presenti nelle terrae. Se lo sono significa che i crateri delle terrae si sono formati in soli 100 milioni d'anni. Se i campioni non sono rappresentativi significa che solo alcuni crateri (quelli di cui sono state raccolte le brecce), si sono formati in quest'intervallo temporale e chiaramente non si può dire nulla sull'età di formazione degli altri crateri.

I maria, a differenza delle terrae, contengono pochi crateri da impatto e appaiono relativamente lisci perché le strutture che li caratterizzano, crateri a parte, sono a scarso sviluppo verticale essendo d'origine vulcanica e tettonica. Basandosi sui dati del solo emisfero visibile da terra si sarebbe portati a supporre che i maria ricoprano il 31% della superficie lunare. In realtà non è così: considerando anche l'altro emisfero, la cui percentuale di ricoprimento è del 2.6%, si arriva ad un'estensione superficiale del 16.9%. I maria sono composti di lava basaltica ricca di ferro, da qui la loro bassa albedo superficiale. La formazione dei maria è dovuto all'impatto sulla superficie lunare di piccoli asteroidi. Durante il processo di formazione del cratere, la frantumazione della crosta deve avere raggiunto il mantello lunare consentendo la fuoriuscita di lava a profondità variabile fra 200 e 400 km, che è andata a colmare il bacino da impatto. La datazione radioattiva dei campioni di basalto prelevati dai maria durante le missioni Apollo ha fornito età comprese fra 3.7 e 3.1 miliardi d'anni fa, posteriore all'età delle terrae. Questo risultato è in accordo con il minor numero di crateri dei maria rispetto alle terrae. Questi dati inducono a pensare ad un'emissione di lava, dal fondo fratturato dei bacini, successiva di qualche centinaio di milioni d'anni alla formazione. L'emissione di lava dal fondo dei bacini deve essere avvenuta in più riprese, come dimostra la stratificazione verticale dei maria lunari (vedi più avanti).

Per risolvere questi problemi sulla datazione di maria e terrae, che sono il cuore del dibattito sulla storia lunare, sono necessarie altre missioni con la raccolta di campioni da utilizzare per la datazione radioattiva.

Vista la distribuzione asimmetrica dei maria lunari si potrebbe pensare che i grandi bacini da impatto siano presenti solo nell'emisfero visibile della Luna. In realtà non è così: i grandi bacini da impatto ricoprono uniformemente la superficie lunare senza differenze fra i due emisferi, però solo i bacini rivolti verso la Terra sono riempiti di lava, gli altri no, o in misura molto inferiore. Questa differenza di comportamento è dovuto al diverso spessore della crosta lunare nei due emisferi: infatti, il centro di massa della Luna è spostato di 1.8 km verso la Terra rispetto al centro geometrico. In questo modo, la superficie equipotenziale con accelerazione di gravità pari a quella dell'emisfero visibile, si trova ben al di sotto della superficie dell'emisfero invisibile. Se, a parità di condizioni del processo d'impatto, la lava parte dalla stessa profondità rispetto alla superficie equipotenziale avrà un maggior cammino da compiere per uscire nell'emisfero invisibile e sarà più improbabile il riempimento del bacino.

Come risultava già dalle osservazioni da terra le missioni Apollo hanno confermato la presenza di uno strato superficiale di polvere. La Luna, fin dall'epoca della sua formazione, è stata soggetta al bombardamento da parte della polvere interplanetaria, di meteoroidi e piccoli asteroidi. Questo processo ha portato alla frammentazione dello strato superficiale, formando il regolite lunare. Il regolite è formato da tutti i detriti che ricoprono la superficie lunare, non solo dalla polvere fine. Poiché il regolite si forma in seguito al bombardamento di meteoroidi, le superfici più antiche sono ricoperte da spessori maggiori. Nelle Terrae lo spessore del regolite va dai 20 ai 30 m, mentre nei maria lo spessore varia da 2 a 8 metri. Il fondo di crateri giovanissimi, come Tycho, hanno uno strato di regolite di soli pochi centimetri.

Non è difficile stimare la temperatura della superficie di un corpo celeste come la Luna. Sostanzialmente si tratta di una sfera in lenta rotazione attorno al proprio asse. Imponendo che la radiazione solare assorbita dalla superficie venga riemessa, dall'emisfero esposto al Sole, secondo la legge di Stefan-Boltzmann del corpo nero si trova:

                 (1)

Dove T è la temperatura della superficie diurna, A=0.07l'albedo medio, r la distanza Luna-Sole, T_Sun=5785 K la temperatura efficace del Sole e R_Sun=690 000 km il raggio solare. Posto r=1 UA si ha T=324 K. Sulla Luna, la temperatura raggiunge i 390 K nell'emisfero diurno e scende a soli 104 K in quello notturno.

 

I crateri da impatto

Per i corpi celesti dotati di superficie solida ci sono essenzialmente quattro tipi di processi diversi che possono modificare la morfologia superficiale: la craterizzazione da impatto, la tettonica, il vulcanismo e la degradazione atmosferica. Per la Luna, il processo più importante è la craterizzazione da impatto, mentre gli altri processi elencati hanno un'importanza minore (l'ultimo è praticamente inesistente). Sull'emisfero visibile da terra ci sono 300 000 crateri con diametro maggiore di 1 km, mentre quelli con diametro maggiore di 100 km sono 234.

In generale i crateri da impatto si formano quando un meteoroide o un asteroide cade sulla superficie di un altro corpo celeste. La morfologia di un cratere dipende dal diametro del cratere stesso. I crateri più piccoli hanno una semplice forma a scodella (da qui il nome: crater significa coppa). I crateri più grandi mostrano un picco centrale, mentre per diametri ancora più estesi si possono sviluppare una serie d'anelli concentrici che circondano il cratere. Questa diversità morfologica non è il risultato del processo che porta allo scavo del cratere ma, piuttosto, il risultato dei processi di rilassamento che intervengono dopo. Secondo le teorie correnti, il risultato diretto del processo d'impatto è lo scavo di un cratere transitorio, circolare e a forma di scodella, con un rapporto profondità/diametro compreso fra 1/3 e 1/4. Questo rapporto è indipendente dal diametro, dalla velocità d'impatto del meteoroide, dall’angolo di caduta (se non è troppo radente), e dall’accelerazione di gravità della superficie. Il cratere transitorio si modificherà a causa dell’instabilità gravitazionale e del collasso dei materiali coinvolti nello scavo. Solo la morfologia del cratere finale dipende dalle condizioni del corpo celeste su cui si trova, come l’accelerazione di gravità, la densità e il tipo di materiale superficiale. Dopo la formazione del cratere una parte dei materiali scavati si viene a trovare all'esterno della struttura e va a formare una coltre di detriti (ejecta). Per i crateri da impatto lunari il diametro finale, D, è legato all'energia cinetica, E, del meteoroide dalla relazione (legge di scala di Gault, 1974):

                 (2)

Nella (2) r_m è la densità media del meteoroide, r_l è la densità media della superficie lunare, infine q è l'angolo fra l'orizzonte e la traiettoria di impatto. La formula vale per le unità del S.I., il diametro D è dato in metri.

Lo studio della formazione del cratere transitorio può essere affrontato usando la meccanica di Newton e la termodinamica. Molto più difficile è capire le fasi di collasso successive, perché richiedono una comprensione profonda della dinamica delle rocce e dei mezzi granulari.

 

Morfologia dei crateri da impatto

Nel 1965 M.R. Dance classificò per primo i crateri terrestri da impatto in due gruppi: semplici e complessi. Questa classificazione si basa su crateri esposti alla forte erosione dell’atmosfera terrestre, tuttavia risulta applicabile anche ai crateri di tutti gli altri corpi celesti del Sistema Solare, Luna compresa.

Crateri semplici. Questo tipo di cratere è circolare, con una sezione approssimativamente parabolica. Non ci sono altre caratteristiche morfologiche se si escludono le occasionali frane di materiali che scivolano lungo le pareti interne verso il fondo. Il rapporto medio profondità/diametro di un grande campione di crateri lunari di questo tipo è 1/5. I crateri semplici sono molto diffusi nel Sistema Solare. La maggior parte dei crateri su piccoli corpi come gli asteroidi o i satelliti minori sono di questo tipo. Il più grande cratere semplice conosciuto ha un diametro di 90 km e si trova su Amaltea, la luna più interna di Giove. La maggior parte dei crateri lunari con diametro al di sotto dei 15 km sono semplici, così come i crateri terrestri sotto i 4 km. L’analisi del fondo dei crateri semplici terrestri ha rivelato l’esistenza di uno strato di rocce tipo breccia di forma lenticolare (lente di breccia). Lo spessore dello strato di brecce è circa la metà della profondità attuale del cratere, perciò la vera profondità è circa 1/3 del diametro (1/5 + 1/10 » 1/3). Il volume della lente di breccia è approssimativamente la metà del volume del cratere che la ospita. La distribuzione dei blocchi di roccia fusa all’interno della breccia, suggerisce che la lente si sia creata a causa del collasso delle pareti del cratere transitorio subito dopo la sua formazione. Un esempio di cratere semplice è Linnè nel Mare Serenitatis, del diametro di 2.45 km.
 
 

 

Crateri complessi. I crateri complessi hanno una struttura più complicata di quelli semplici, per la presenza di un picco centrale. La profondità di un cratere complesso aumenta all’aumentare del diametro, ma più lentamente rispetto ai crateri semplici. La profondità di un cratere lunare complesso aumenta secondo la legge D^0,3, dove D è il diametro. La stessa cosa vale per i crateri di Mercurio e di Venere. Anche i satelliti ghiacciati dei pianeti giganti mostrano dei crateri complessi. La transizione da cratere semplice a complesso si verifica in uno stretto intervallo di diametri, diverso per ogni corpo del Sistema Solare. Il diametro di "transizione" è inversamente proporzionale all’accelerazione di gravità del corpo celeste cui appartiene il cratere. Sulla Luna il diametro di transizione è di 15 km, su Mercurio e Marte è di 7 km, mentre sulla Terra è compreso fra 3 e 5 km. Esempi di crateri lunari complessi sono Copernicus (diametro di 93 km, profondità di 3.76 km, altezza del picco centrale 1.2 km) e Tycho (diametro di 85 km, profondità di 4.85 km, altezza del picco centrale 1.6 km).

All’aumentare del diametro di un cratere complesso, il picco centrale appare circondato da un anello interno di montagne. In crateri sufficientemente grandi, questo anello supplementare ha un diametro prossimo alla metà di quello del cratere. Questo tipo di cratere è stato osservato su tutti i pianeti terrestri, Luna compresa, mentre sono rari sui satelliti ghiacciati, forse a causa delle differenti proprietà del ghiaccio rispetto al silicio, ma i motivi non sono ben chiari. Sulla Luna un esempio di questo tipo di crateri è Antoniadi (diametro di 135 km). Può accadere che il fondo di un cratere complesso, a causa della fratturazione della crosta lunare, sia riempito dalla lava. In questo caso il picco centrale e l'anello di montagne interno possono essere sommersi creando una struttura dal fondo liscio circondata dal solo bordo esterno del cratere. Un cratere di questo tipo si chiama circo. Un esempio è Plato, una struttura del diametro di 110 km e profondità di 2.4 km. Se la lava continua ad uscire fino ad arrivare all'orlo del cratere il fondo si verrà a trovare ad una quota maggiore delle regioni circostanti. Il caso più noto è il cratere Wargentin, del diametro di 84 km. All'interno di Wargentin sono visibili delle dorsali (vedi la parte sulla tettonica), segno che, una volta fuoriuscito e solidificato, lo strato di lava è sprofondato leggermente verso l'interno.

I crateri sepolti nei maria sono numerosi. La loro presenza è indicata dal bordo del cratere che riesce ad emergere, anche se di poco, dalla distesa di lava. Questi crateri sommersi, detti ghost ring sono visibili solo in condizioni di illuminazione radente e quindi in prossimità del terminatore lunare. Non tutti i crateri lunari sono circolari, alcuni hanno un contorno poligonale, altri, come Schiller (179x71 km) o Messier (9x11 km), sono marcatamente ellittici. Un cratere può scostarsi dalla forma circolare se l'impatto del meteoroide sulla superficie è radente oppure se le proprietà meccaniche del suolo in cui si verifica l'impatto non sono isotrope, ma variabili in funzione dell'azimut. Una serie di crateri vicini e allineati lungo una linea retta è detta catena di crateri (crater chain). Queste strutture possono essere originate dalle cadute dei frammenti di roccia espulsi durante la formazione di un cratere più grande, oppure possono essere provocate dalla caduta di una cometa frammentata dall'azione mareale esercitata dal sistema Terra-Luna. Catene di crateri di origine mareale sono comuni sui satelliti di Giove Ganimede e Callisto.
 
 

I bacini ad anelli multipli. Le più grandi strutture da impatto che si osservano sono crateri poco profondi e dal fondo relativamente pianeggiante, che però sono circondati da anelli concentrici di montagne o fratture della crosta.

L’esempio classico è il Bacino Orientale sulla faccia nascosta della Luna. Il diametro raggiunge i 900 km e gli "ejecta" sono facilmente identificabili. Si individuano cinque serie di scarpate concentriche, rispettivamente a distanza di 180, 240, 300 (Montes Rook), 465 (Montes Cordillera) e 730 km. Oltre l’ultimo anello si trovano numerosi crateri secondari, espulsi durante la formazione del bacino. Non tutti i pianeti possiedono queste strutture. Sono stati trovati su Venere e sulla Terra (il cratere di Chicxulub recentemente trovato nel golfo del Messico è una struttura di questo tipo), ma non su Marte: i grandi bacini circolari di Hellas e Argyre non mostrano indizi di anelli concentrici.

I bacini ad anelli multipli si formano a causa di un tipo di collasso qualitativamente diverso da quello degli altri tipi di crateri, infatti, sembrano dipendere fortemente dalla esistenza di un substrato in grado di fluire su tempi scala dell’ordine del collasso del cratere transitorio. Sotto questo punto di vista i bacini ad anelli multipli sarebbero formati dalle onde di superficie provocate dall'impatto e "congelate" nella crosta. Tuttavia la loro origine non è ancora ben compresa e resta molto lavoro da fare.

 

Vulcanismo e tettonica

Come per tutti i pianeti di tipo terrestre anche la Luna presenta sulla sua superficie i segni di un'attività vulcanica, anche se modesta rispetto alla Terra. Le strutture vulcaniche lunari sono ben evidenti nei maria, grazie al minor tasso di craterizzazione. Già la presenza dei maria suggerisce che queste pianure si siano formate da materiale fluido uscito dall'interno della Luna che ha riempito delle depressioni preesistenti. Osservando con attenzione si possono scorgere nel Mare Imbrium delle scarpate lobate, molto comuni nei flussi di lava basaltica osservati sulla Terra. Da qui l'ipotesi che i mari lunari siano dovuti alla fuoriuscita dall'interno della Luna di flussi di lava basaltica in seguito all'impatto di piccoli asteroidi sulla superficie del nostro satellite. I campioni dei mari riportati a terra durante le missioni Apollo hanno confermato che la composizione è simile alla lava basaltica terrestre. La lava basaltica ha un caratteristico colore scuro ed è formata da minerali ricchi di Ferro (da qui il colore) e Magnesio. Come sulla Terra la lava lunare presenta delle vesciche alla superficie, segno che il magma era mescolato a gas durante l'eruzione. La caratteristica principale dei basalti lunari è che sono tutti molto vecchi, con età comprese fra 3.8 e 3.0 miliardi di anni. Per confronto la più vecchia lava terrestre risale a soli 70 milioni di anni fa.

Diversi grandi crateri sulla superficie lunare hanno il fondo fratturato. In alcuni casi, lungo queste linee di frattura, si osservano dei piccoli crateri dalla forma irregolare circondati da un alone scuro (DHC, dark-halo craters). L'esempio classico è Alphonsus, con un diametro di 119 km. I DHC sono probabilmente di origine vulcanica e l'alone scuro sarebbe il deposito di ceneri emesse durante le eruzioni. Un meccanismo plausibile per la formazione di queste strutture è il seguente. La fuoriuscita di lava fluida ad alta pressione da una stretta fessura del terreno provoca un getto di lava che sale ad una certa altezza. Durante il volo balistico la lava tende a separarsi in piccole gocce fluide che, raffreddandosi, si trasformano in sferette solide. Sono queste ultime che ricadono sul suolo ricoprendolo del deposito di materiale scuro visibile da terra. La fluidità della lava e la bassa accelerazione di gravità lunare impedisce alla struttura di crescere e di assumere la caratteristica forma di vulcano. I DHC non vanno confusi con i dark-halo impact crater, che sono normali crateri da impatto, del diametro di 1-3 km, circondati da ejecta di colore scuro. In questo caso il materiale scuro è formato da un deposito lavico sottostante la superficie lunare riportato alla luce durante il processo di formazione del cratere. Lo studio dei dark-halo impact crater permette di studiare la distribuzione dei più antichi mari lunari con età maggiore di 3.8 miliardi di anni. Esempi di DHIC si possono osservare nei crateri Schiller e Schickard.

Se l'emissione di lava avviene su tempi più lunghi e la viscosità è elevata la lava non riesce ad uscire dalle fessure del suolo e il vulcano lunare assume la forma di un domo, una struttura cupoliforme del diametro di 10-20 km con altezza di 300-400 m. Sulla cima di un domo, a volte, si può osservare un piccolo cratere del diametro tipico di 1 km (la "bocca" del vulcano). Le pareti dei domi possono essere più o meno ripide, comunque l'inclinazione media è compresa fra 1°-2°. Sulla Terra queste differenze di inclinazione sono dovute alla diversa composizione della lava. I domi più ripidi contengono lava con più Silicio ma meno Ferro e Magnesio. L'opposta accade per i domi con una pendenza minore. Di solito i domi tendono a presentarsi in gruppi, le strutture isolate sono relativamente poco frequenti (un esempio è il Mons Gruithuisen Gamma nel Mare Imbrium). I domi lunari furono descritti dettagliatamente per la prima volta da R. Barker nel 1932. Sistemi di domi sono stati scoperti anche su Venere dalla sonda Magellan (1990-1995), ad esempio in Alpha Regio. Le dimensioni medie di questi domi sono di 20 km, l'altezza è di 750 m, le sommità appaiono fratturate e dotate di craterino centrale. La somiglianza con i domi lunari è notevole. Una delle regioni lunari più note per il numero di domi sono le Marius Hills (vicino al cratere Marius di 41 km di diametro), nell'Oceanus Procellarum. Quest'area era stata selezionata come luogo di atterraggio per una missione Apollo ma non fu mai realmente utilizzata. Domi si trovano anche vicino ai crateri Hortensius e Milichius. Il più esteso complesso di domi sono i Mons Rümker, un complesso vulcanico del diametro di 70 km, sempre nell'Oceanus Procellarum. Per il loro basso rilievo i domi sono visibili solo quando sono in prossimità del terminatore.

Delle strutture abbastanza comuni nei mari lunari sono le valli sinuose (sinuous rilles o rimae). La più nota struttura di questo tipo è la Rima Hadley (o Hadley Rille), lunga 80 km ai margini della Palus Putredinis. Proprio all'interno di Hadley gli astronauti dell'Apollo 15 hanno fotografato la struttura a strati dei maria lunari, segno che le effusioni laviche si sono alternate con momenti di quiescenza. Le osservazioni indicano che molte valli lunari hanno origine da crateri di forma irregolare (alcuni circondati da materiale scuro). Prima delle missioni Apollo furono avanzate molte ipotesi sull'origine delle valli sinuose, alcune supponevano la presenza di acqua liquida sulla superficie lunare. Tuttavia, l'assenza di acqua sulla Luna e la natura basaltica dei maria hanno portato a considerare le rilles come canali scavati dalla lava, anche se il meccanismo di formazione resta ancora da chiarire. Sulla Terra i canali di lava si formano quando la colata di magma, uscendo ad un tasso moderato, si raffredda ai margini confinando la parte attiva del flusso verso l'asse della colata. Questo asse diventa la valle sinuosa. Nel caso si raffreddi anche la superficie centrale il canale può diventare un tubo di lava, con il magma che scorre al di sotto della superficie. Con questo meccanismo i canali di lava sono delle strutture costruite su suolo preesistente. Nel caso che la lava sia molto fluida il risultato sarà lo scavo di un canale nel terreno, più o meno come succede per un flusso d'acqua. In questo caso il canale diventa una struttura d'erosione. Sulla Terra è il primo meccanismo a prevalere sul secondo.

La tettonica è l'insieme dei processi in grado di rompere e deformare una superficie planetaria. Sulla Terra la tettonica è dinamicamente complessa a causa della suddivisione in placche della crosta, mentre sulla Luna i processi geologici sono più semplici. Strutture di origine tettonica possono derivare sia dalla compressione sia dall'estensione della crosta lunare. Nei maria la compressione produce le così dette dorsali marine (wrinkle ridge), strutture alte 10-100 m rispetto al terreno circostante e di conseguenza visibili solo quando sono in prossimità del terminatore. Le dorsali marine sono faglie di compressione e ricordano le pieghe che si formano su una tovaglia quando si spingono i bordi opposti verso il centro del tavolo. Le strutture generate dalla distensione della crosta con movimento del suolo lungo il piano di frattura sono chiamate faglie (fault o rupes). Le faglie sono molto numerose nei maria lunari ma hanno una pendenza modesta. Un esempio è la Rupes Recta nel Mare Nubium (lunghezza 110 km, altezza 240-300 m). Due faglie che corrono parallelamente l'una rispetto all'altra e con il suolo al loro interno posto ad un livello più basso del terreno circostante è detto graben. I graben lunari sono larghi 1-2 km e lunghi dalle decine alle centinaia di km. Di solito le dorsali marine si trovano verso l'interno dei mari lunari, mentre i graben si trovano verso i bordi. Questa distribuzione può essere compresa se si pensa che un mare si ottiene riempendo di lava un bacino da impatto. A mano a mano che il bacino si riempie il peso che il fondo deve sopportare è maggiore verso il centro e minore ai bordi. Quindi al centro del bacino il mare tende a sprofondare creando le dorsali marine, mentre ai bordi tende a dilatarsi creando i graben. Un esempio di questa relazione fra dorsali e graben si ritrova nei mari Serenitatis e Humorum. Piuttosto spettacolare la dorsale sul bordo est del Mare Serenitatis, nota come Serpentine Ridge e la cui parte settentrionale è chiamata Dorsa Smirnov.

Non tutte le strutture superficiali che si osservano sulla Luna, sia nei maria che nelle terrae, hanno trovato una spiegazione. Spesso le immagini inviate a terra dalle sonde mostrano domi bulbosi, buche e depressioni irregolari che non sembrano conseguenza di un processo di impatto o vulcanico. Non si può escludere che queste strutture si siano formate in seguito all'emissione di gas dal sottosuolo lunare. Le ricerche proseguono.

Durante l'esplorazione della Luna tramite i Lunar Orbiter ci si accorse che le orbite circumlunari delle sonde erano soggette a delle perturbazioni gravitazionali provenienti da zone ben definite della superficie del nostro satellite. Gli effetti perturbatori di queste zone impediscono che un satellite in orbita lunare possa restarvi a lungo a meno di non ricorrere a correzioni di rotta. Queste regioni, in cui si ha un aumento locale dell'accelerazione di gravità, sono stati chiamati mascons (da mass concentration).Di solito i mascons sono associati con i maria lunari (un esempio di mascon si trova al di sotto del Mare Crisium), e la dinamica della loro origine non è ancora stata chiarita.

Non si può parlare di tettonica e vulcanismo senza accennare all'attività sismica del nostro satellite. La registrazione dei sismi lunari si deve alla rete di stazioni costruita con le missioni Apollo (Apollo Lunar Seismic Network). Del network facevano parte cinque stazioni, collocate durante le missioni 12, 14, 15, 16 e 17. La registrazione dei dati sismici è cessata nel settembre 1977. Le stazioni hanno registrato da 600 a 3000 sismi all'anno, la maggior parte con magnitudo inferiore a 2. Il più intenso aveva magnitudo 4, un valore molto basso rispetto agli standard terrestri. Gli eventi sismici lunari si possono classificare in tre classi distinte:
 

• Sismi provocati dalla caduta di meteoroidi. I dati dei sismografi non hanno permesso di misurare la massa dei corpi caduti, tuttavia si possono stimare valori compresi fra 0.1 e 1 kg.

• Sismi localizzati a circa 100 km al di sotto della superficie lunare. Possono essere dovuti al rilascio di energia elastica accumulata all'interno delle rocce della litosfera lunare, forse a causa della fratturazione attorno ai grandi bacini lunari.

• Sismi profondi, a 800-1000 km sotto la superficie. La causa di questi eventi non è nota con certezza, ma il fatto che la loro distribuzione temporale coincida con i giorni del passaggio della Luna al perigeo, fa supporre che siano provocati dalle maree che la Terra provoca sulla Luna.

Il campo magnetico e l'atmosfera

A differenza della terra la Luna non ha un campo magnetico globale di tipo dipolare. Il nostro satellite possiede solo dei campi magnetici di tipo locale, situati solo in certi punti della crosta. Lo studio del magnetismo residuo delle rocce lunari prelevate durante le missioni Apollo ha portato alla conclusione che la Luna doveva possedere un campo magnetico globale fra 3.9 e 3.6 miliardi di anni fa, la mancanza di un campo globale indica che il nucleo metallico della Luna attualmente è solidificato. A parte le regioni dotate di un'anomalia magnetica il resto della superficie lunare è costantemente bombardata dalle particelle cariche del vento solare (energie fra 1-100 eV), dei raggi cosmici solari (0.1-1 MeV) e dei raggi cosmici galattici (0.1-10 GeV). La profondità di penetrazione di queste particelle può arrivare anche ad alcuni metri sotto la superficie.

Una struttura superficiale molto interessante, per la presenza di una forte anomalia magnetica locale, è Reiner Gamma nell'Oceanus Procellarum. Visualmente, Reiner Gamma si presenta come un deposito di materiale biancastro che contrasta con il colore più scuro del mare. Le dimensioni di Reiner Gamma sono dell'ordine di 30 km e anche le dettagliate immagini riprese dai Lunar Orbiter non hanno mostrato nessun tipo di rilievo: la formazione è piatta. Sono pochi i crateri sovrapposti a questa struttura, segno della giovane età. Reiner Gamma non è unico, strutture analoghe si trovano al lembo est del Mare Marginis e all'interno del cratere Van de Graaff sul lato nascosto della Luna. Non è chiaro come si formino queste zone chiare con anomalia magnetica. In ogni caso è possibile che il forte campo magnetico locale, schermando la superficie lunare dal vento solare e dai raggi cosmici, ne abbia impedito la degradazione e il conseguente inscurimento.

L'osservazione telescopica e l'esplorazione diretta ha mostrato l'assenza di una consistente atmosfera lunare. Sulla Luna mancano i comuni processi meteorologici terrestri: nebbie, venti, nubi, pioggia, cicloni. Per la verità la Luna ha una tenue atmosfera, o meglio un'esosfera, perché il libero cammino medio delle particelle componenti è maggiore dell'altezza di scala. In un'esosfera gli urti fra particelle sono trascurabili, quello che domina è l'interazione particella-suolo. In queste condizioni non c'è nulla che possa proteggere la superficie lunare dallo spazio interplanetario. Una conseguenza di questa situazione è che sulla Luna non si genera il fenomeno delle meteore.

La densità dell'atmosfera lunare è di 2x10⁵ molecole/cm³ nell'emisfero notturno e di 10⁴ molecole/cm³ nell'emisfero diurno. La massa complessiva dell'atmosfera lunare è di soli 10⁴ kg, 14 ordini di grandezza inferiore alla massa dell'atmosfera terrestre. I principali gas componenti sono H, He, Ne e Ar. L'H e il Ne sono di origine solare, così come il 90% dell'He. La percentuale rimanente di He e tutto l'Ar provengono invece dal decadimento di elementi radioattivi del suolo lunare.

 

Il ghiaccio lunare

Abbiamo visto che la temperatura alla superficie della Luna può raggiungere il valore di 390 K. In queste condizioni non è possibile la presenza stabile di composti come l'acqua: non per niente le rocce lunari sono molto secche. Tuttavia, il ghiaccio d'acqua può essere mantenuto per un tempo ragionevolmente lungo se si trova sul fondo perennemente in ombra dei crateri. Per un corpo celeste con asse di rotazione ortogonale al piano orbitale la condizione che deve essere rispettata perché il fondo di un cratere sia sempre in ombra è:

                 (3)

dove j è la latitudine del cratere, d il suo diametro e p la sua profondità.

Fig.3-Geometria per il calcolo della latitudine limite dei crateri dal fondo ghiacciato.

Per i crateri semplici della Luna il rapporto diametro/profondità vale 5, quindi il fondo del cratere resta in ombra solo se è al di sopra (al di sotto) dei 79° di latitudine nord (sud). Per la Luna a questo valore limite bisogna aggiungere 5° per l'inclinazione dell'orbita lunare sull'eclittica e 1.5° per l'inclinazione dell'asse lunare rispetto all'ortogonale all'orbita. La latitudine limite è quindi di 85.5° (nord o sud).

Nella regione del polo sud lunare si trova il grande bacino da impatto Aitken. Questo bacino, con i suoi 2240 km di diametro e profondità di 12 km, è il più grande cratere da impatto del Sistema Solare. La topografia di questa regione è stata ottenuta dalla sonda Clementine nei primi mesi del 1994. Il polo sud lunare cade entro Aitken e ci sono vaste regioni che non sono mai illuminate dalla radiazione solare. Queste regioni si trovano perennemente ad una temperatura di 40 K e possono funzionare come punti di accumulazione dell'acqua lunare che potrà trovarsi sotto forma di ghiaccio. Il primo indizio della presenza di ghiaccio d'acqua si è avuta studiando le riflessioni degli impulsi radar di Clementine sul fondo di Aitken, perché risultarono caratteristici di una superficie ghiacciata.

La presenza del ghiaccio d'acqua lunare è stata confermata dallo spettrometro di neutroni del Lunar Prospector nel 1998. Lo spettrometro del prospector aveva il compito di rivelare i neutroni emessi dal suolo lunare (come conseguenza del continuo bombardamento di raggi cosmici) e di misurare la loro energia cinetica. Durante il sorvolo dei poli sono stati contati molti neutroni con un'energia cinetica minore alla media. Un modo efficiente per rallentare un neutrone è farlo collidere con particelle che hanno la stessa massa. Poiché la massa del neutrone e del protone sono quasi identiche ciò significa che nei poli lunari ci deve essere una grande concentrazione di protoni, cioè di atomi di idrogeno. Il composto più probabile è l'acqua, che nella sua molecola incorpora due atomi di idrogeno, anche se una parte degli atomi di idrogeno responsabili del rallentamento è sicuramente di origine solare. La missione Prospector ha confermato la presenza del ghiaccio d'acqua sul fondo di Aitken al polo sud ma ne ha individuato la presenza anche all'interno di alcuni crateri in prossimità del polo nord, in accordo con la formula precedente.

 

Bibliografia

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